stringtranslate.com

Большое Красное Пятно

Крупный план Большого Красного Пятна, сделанный Juno

Большое Красное Пятно — это постоянная область высокого давления в атмосфере Юпитера , создающая антициклонический шторм , который является крупнейшим в Солнечной системе . Это самая узнаваемая особенность на Юпитере из-за его красно-оранжевого цвета, происхождение которого до сих пор неизвестно. Расположенное в 22 градусах к югу от экватора Юпитера , оно создает скорость ветра до 432 км/ч (268 миль/ч). Впервые оно было замечено в сентябре 1831 года, и с тех пор по 1878 год, когда начались непрерывные наблюдения, было зарегистрировано 60 наблюдений. [1] [2] Похожее пятно наблюдалось с 1665 по 1713 год; если это тот же шторм, то он существует уже по крайней мере 359 лет, [3] но исследование, проведенное в 2024 году, предполагает, что это не так. [4]

История наблюдения

Первые наблюдения

Картина Донато Крети 1711 года «Юпитер» — первое изображение Большого Красного Пятна в красном цвете.
Рисунок Юпитера, сделанный Томасом Гвином Элджером в ноябре 1881 года, на котором показано Большое Красное Пятно.

Большое Красное Пятно, возможно, существовало до 1665 года, но возможно, что нынешнее пятно было впервые замечено только в 1830 году и было хорошо изучено только после яркого появления в 1879 году. Шторм, который наблюдался в 17 веке, мог отличаться от шторма, который существует сегодня. [5] Длительный разрыв отделяет период его текущего изучения после 1830 года от его открытия в 17 веке. Неизвестно, рассеялось ли и преобразовалось ли первоначальное пятно, исчезло ли оно или просто были плохие данные наблюдений. [6]

Первое наблюдение Большого Красного Пятна часто приписывают Роберту Гуку , который описал пятно на планете в мае 1664 года. Однако вполне вероятно, что пятно Гука находилось не только в совершенно другом поясе (Северном экваториальном поясе, в отличие от нынешнего расположения Большого Красного Пятна в Южном экваториальном поясе ), но и в тени транзитной луны, скорее всего, Каллисто . [7] Гораздо более убедительным является описание «постоянного пятна» Джованни Кассини в следующем году. [8] Из-за колебаний видимости пятно Кассини наблюдалось с 1665 по 1713 год, но 48-летний перерыв в наблюдениях делает идентичность двух пятен неубедительной. Более короткая история наблюдений старого пятна и более медленное движение, чем у современного пятна, затрудняют вывод о том, что они являются одним и тем же. [9]

Небольшая загадка касается пятна на Юпитере, изображенного на полотне Донато Крети 1711 года , которое выставлено в Ватикане . [10] [11] Часть серии панелей, на которых различные (увеличенные) небесные тела служат фоном для различных итальянских сцен, и все они контролировались астрономом Эустакио Манфреди для точности, картина Крети является первым известным изображением Большого Красного Пятна как красного (хотя и поднятого до северного полушария Юпитера из-за оптической инверсии, присущей телескопам той эпохи). Ни одна особенность Юпитера не была явно описана в письменном виде как красная до конца 19-го века. [11]

Большое Красное Пятно наблюдалось с 5 сентября 1831 года. К 1879 году было зарегистрировано более 60 наблюдений. [1] С тех пор, как оно стало известным в 1879 году, оно находится под постоянным наблюдением.

Исследование исторических наблюдений, проведенное в 2024 году, предполагает, что «постоянное пятно», наблюдавшееся с 1665 по 1713 год, может быть не тем же самым, что и современное Большое Красное Пятно, наблюдаемое с 1831 года. Предполагается, что первоначальное пятно исчезло, а позже образовалось другое пятно, которое и наблюдается сегодня. [4]

Конец 20-го и 21-го веков

Общий вид Юпитера и Большого Красного Пятна, полученный с борта «Вояджера-1» в 1979 году.

25 февраля 1979 года [12] , когда космический аппарат Voyager 1 находился на расстоянии 9 200 000 км (5 700 000 миль) от Юпитера, он передал первое детальное изображение Большого Красного Пятна. Были видны детали облаков размером до 160 км (100 миль) в поперечнике. Красочный волнистый рисунок облаков, видимый слева (западнее) Красного Пятна, представляет собой область необычайно сложного и изменчивого волнового движения.

В 21 веке было замечено, что основной диаметр Большого Красного Пятна уменьшается в размерах. В начале 2004 года его длина была примерно вдвое меньше, чем столетием ранее, когда оно достигло размера 40 000 км (25 000 миль), что примерно в три раза больше диаметра Земли. При нынешних темпах уменьшения оно станет круглым к 2040 году. Неизвестно, как долго просуществует пятно, и является ли изменение результатом нормальных колебаний. [13] В 2019 году Большое Красное Пятно начало «шелушиться» по своему краю, при этом фрагменты шторма откалывались и рассеивались. [14] Сокращение и «шелушение» подпитывали предположения некоторых астрономов о том, что Большое Красное Пятно может рассеяться в течение 20 лет. [15] Однако другие астрономы полагают, что видимый размер Большого Красного Пятна отражает его облачный покров, а не размер фактического, лежащего в основе вихря, и они также полагают, что явления шелушения можно объяснить взаимодействием с другими циклонами или антициклонами, включая неполное поглощение более мелких систем; если это так, то это будет означать, что Большому Красному Пятну не грозит опасность рассеивания. [16]

Меньшее пятно, обозначенное как Овал BA , которое образовалось в марте 2000 года в результате слияния трех белых овалов, [17] приобрело красноватый цвет. Астрономы назвали его Малым Красным Пятном или Красным Младшим. По состоянию на 5 июня 2006 года Большое Красное Пятно и Овал BA, по-видимому, приближались к сближению. [18] Штормы проходят друг мимо друга примерно каждые два года, но прохождение в 2002 и 2004 годах не имело большого значения. Эми Саймон-Миллер из Центра космических полетов Годдарда предсказала, что штормы пройдут максимально близко 4 июля 2006 года. Она работала с Имке де Патер и Филом Маркусом из Калифорнийского университета в Беркли, а также с командой профессиональных астрономов, начиная с апреля 2006 года, чтобы изучить штормы с помощью космического телескопа Хаббл ; 20 июля 2006 года два шторма были сфотографированы обсерваторией Gemini, проходящими мимо друг друга без сближения. [19] В мае 2008 года третий шторм стал красным. [20]

Космический аппарат Juno , вышедший на полярную орбиту вокруг Юпитера в 2016 году, пролетел над Большим Красным Пятном во время его близкого сближения с Юпитером 11 июля 2017 года, сделав несколько снимков шторма с расстояния около 8000 км (5000 миль) над поверхностью. [21] [22] В течение всей миссии Juno космический аппарат продолжал изучать состав и эволюцию атмосферы Юпитера, особенно его Большого Красного Пятна. [21]

Большое Красное Пятно не следует путать с Большим Темным Пятном, особенностью, обнаруженной вблизи северного полюса Юпитера в 2000 году космическим аппаратом Кассини-Гюйгенс . [23] В атмосфере Нептуна также есть особенность, называемая Большим Темным Пятном . Последняя особенность была заснята Вояджером-2 в 1989 году и, возможно, была атмосферной дырой, а не штормом. Она исчезла в 1994 году, хотя похожее пятно появилось дальше на севере.

Механическая динамика

Покадровая съемка сближения «Вояджера-1» с Юпитером в 1979 году, показывающая движение атмосферных полос и циркуляцию Большого Красного Пятна.

Большое Красное Пятно Юпитера вращается против часовой стрелки с периодом около 4,5 земных суток [24] или 11 юпитерианских суток по состоянию на 2008 год. Имея ширину 16 350 км (10 160 миль) по состоянию на 3 апреля 2017 года, Большое Красное Пятно в 1,3 раза больше диаметра Земли. [21] Верхние части облаков этого шторма находятся примерно на 8 км (5 миль) выше окружающих верхних частей облаков. [25] Шторм продолжает существовать на протяжении столетий, потому что нет планетарной поверхности (только мантия водорода ), которая могла бы обеспечить трение; циркулирующие газовые вихри сохраняются в атмосфере в течение очень долгого времени, потому что нет ничего, что могло бы противостоять их угловому моменту. [26]

Инфракрасные данные давно указывают на то, что Большое Красное Пятно холоднее (и, следовательно, находится выше по высоте), чем большинство других облаков на планете. [27] Однако верхняя атмосфера над штормом имеет существенно более высокую температуру, чем остальная часть планеты. Акустические (звуковые) волны, поднимающиеся от турбулентности шторма ниже, были предложены в качестве объяснения нагревания этой области. [28] Акустические волны распространяются вертикально до высоты 800 км (500 миль) над штормом, где они разрушаются в верхних слоях атмосферы, преобразуя энергию волн в тепло. Это создает область верхней атмосферы, которая имеет температуру 1600 К (1330 °C; 2420 °F) — на несколько сотен кельвинов теплее, чем остальная часть планеты на этой высоте. [28] Эффект описывается как «разбивающиеся [...] океанские волны о пляж». [29]

Размер Земли по сравнению с Большим Красным Пятном

Тщательное отслеживание атмосферных особенностей выявило циркуляцию Большого Красного Пятна против часовой стрелки еще в 1966 году, наблюдения убедительно подтвердились первыми покадровыми съемками с пролетов Вояджера . [30] Пятно ограничено скромным восточным струйным течением на юге и очень сильным западным на севере. [31] Хотя ветры по краю пятна достигают пика около 432 км/ч (268 миль/ч), течения внутри него кажутся застойными, с небольшим притоком или оттоком. [32] Период вращения пятна со временем уменьшился, возможно, как прямой результат его постоянного уменьшения в размерах. [33]

Широта Большого Красного Пятна была стабильной на протяжении всего периода хороших записей наблюдений, обычно изменяясь примерно на градус. Однако его долгота подвержена постоянным изменениям, включая 90-дневное продольное колебание с амплитудой ~1°. [34] [35] Поскольку Юпитер не вращается равномерно на всех широтах, астрономы определили три различные системы для определения долготы. Система II используется для широт более 10 градусов и изначально была основана на среднем периоде вращения Большого Красного Пятна 9 ч 55 мин 42 с. [36] Однако, 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. [37]

Внутренняя глубина и структура

По часовой стрелке сверху слева: изображение Хаббла в видимом спектре ; инфракрасное изображение от обсерватории Джемини ; многоволновой состав данных Хаббла и Джемини, показывающий видимый свет в синем цвете и тепловой инфракрасный в красном цвете; ультрафиолетовое изображение от Хаббла; детали видимого света [38]

Большое Красное Пятно Юпитера (БКП) представляет собой антициклон эллиптической формы, возникающий на 22 градуса ниже экватора в южном полушарии Юпитера. [39] Самый большой антициклонический шторм (~16 000 км) в нашей солнечной системе, о его внутренней глубине и структуре известно немного. [40] Видимые изображения и отслеживание облаков с помощью наблюдений на месте определили скорость и завихренность БКП, который расположен в тонком антициклоническом кольце на 70–85% радиуса и расположен вдоль самого быстрого движущегося на запад струйного течения Юпитера. [41] Во время миссии НАСА «Юнона» в 2016 году были получены данные о гравитационной сигнатуре и тепловом инфракрасном [41] [42] , которые дали представление о структурной динамике и глубине БКП. [40] [41] В июле 2017 года космический аппарат Juno провел второй проход GRS для сбора сканирований GRS с помощью микроволнового радиометра (MWR), чтобы определить, насколько далеко GRS простирается к поверхности конденсированного слоя H 2 O. [40] Эти сканирования MWR показали, что вертикальная глубина GRS простирается примерно на 240 км ниже уровня облаков, с предполагаемым падением атмосферного давления до 100 бар. [40] [41] Два метода анализа, которые ограничивают собранные данные, - это подход Маскона , который обнаружил глубину ~290 км, и подход Слепяна, показывающий, что ветер простирается до ~310 км. [40] Эти методы, наряду с данными MWR о гравитационной сигнатуре, предполагают, что зональные ветры GRS по-прежнему увеличиваются со скоростью 50% от скорости жизнеспособного уровня облаков, прежде чем начнется затухание ветра на более низких уровнях. Эти данные по скорости затухания ветра и гравитации указывают на то, что глубина GRS составляет от 200 до 500 км. [40]

Тепловые инфракрасные изображения и спектроскопия БКП, полученные аппаратами Galileo и Cassini, проводились в 1995–2008 годах с целью обнаружения термических неоднородностей во внутреннем вихре структуры БКП. [41] Предыдущие карты температур в инфракрасном диапазоне, полученные с миссий Voyager , Galileo и Cassini, показали, что БКП представляет собой структуру антициклонического вихря с холодным ядром внутри восходящего более теплого кольца; эти данные показывают градиент температуры БКП. [39] [41] Более глубокое понимание температуры атмосферы Юпитера, непрозрачности аэрозольных частиц и состава аммиачного газа было получено с помощью тепловых инфракрасных изображений: на протяжении десятилетий собиралась прямая корреляция реакций видимых слоев облаков, термического градиента и картирования состава с данными наблюдений. [39] [41] В декабре 2000 года изображения с высоким пространственным разрешением, полученные с помощью Galileo, атмосферной турбулентной области к северо-западу от GRS, показали тепловой контраст между самой теплой областью антициклона и областями к востоку и западу от GRS. [41] [43]

Ветры в Большом Красном Пятне, проанализированные по данным Хаббла. Красный цвет означает более быстрый ветер, синий цвет означает более медленный ветер. [44]

Вертикальная температура структуры БКП ограничена диапазоном 100–600 мбар, при этом вертикальная температура ядра БКП составляет приблизительно 400 мбар давления [ необходимо уточнение ] , что на 1,0–1,5 К намного теплее, чем области БКП на востоке-западе, и на 3,0–3,5 К теплее, чем области на севере-юге от края структуры. [41] Эта структура согласуется с данными, собранными с помощью изображений VISIR (VLT Mid-Infrared Imager Spectrometer на ESO Very Large Telescope), полученных в 2006 году; это показало, что БКП физически присутствовало в широком диапазоне высот, которые встречаются в диапазоне атмосферного давления 80–600 мбар, и подтверждает результат теплового инфракрасного картирования. [41] [42] [45] Для разработки модели внутренней структуры GRS, миссия Cassini Composite Infrared Spectrometer (CIRS) и наземные пространственные изображения составили карту состава аэрозолей фосфина и аммиака (PH 3 , NH 3 ) и парагидроксибензойной кислоты в антициклонической циркуляции GRS. [41] [46] Изображения, которые были получены с помощью CIRS и наземных изображений, отслеживают вертикальное движение в атмосфере Юпитера по спектрам PH 3 и NH 3. [39] [41]

Самые высокие концентрации PH 3 и NH 3 были обнаружены к северу от периферийного вращения GRS. Они помогли определить движение струи на юг и продемонстрировали доказательства увеличения высоты столба аэрозолей с давлением в диапазоне от 200 до 500 мбар. [41] [47] Однако данные о составе NH 3 показывают, что существует значительное истощение NH 3 ниже видимого слоя облаков на южном периферийном кольце GRS; эта более низкая непрозрачность связана с узкой полосой проседания атмосферы. [41] Низкая непрозрачность аэрозоля в среднем ИК-диапазоне, наряду с градиентами температуры, разницей высот и вертикальным движением зональных ветров, связаны с развитием и устойчивостью вихреобразования. [41] Более сильное проседание атмосферы и композиционные асимметрии GRS предполагают, что структура демонстрирует некоторую степень наклона от северного края к южному краю структуры. [41] [48] Глубина и внутренняя структура БКП постоянно менялись на протяжении десятилетий; [40] однако до сих пор нет логического обоснования того, что ее глубина составляет 200–500 км, но струйные течения, которые обеспечивают силу, питающую вихрь БКП, находятся значительно ниже основания структуры. [40] [41]

Цвет и композиция

Неизвестно, что является причиной красноватого цвета Большого Красного Пятна. Гипотезы, подкрепленные лабораторными экспериментами, предполагают, что это может быть вызвано химическими продуктами, созданными в результате солнечного ультрафиолетового облучения гидросульфида аммония [49] и органического соединения ацетилена , которое производит красноватый материал — вероятно, сложные органические соединения, называемые толинами . [50] Большая высота расположения соединений также может способствовать окраске. [51]

Большое Красное Пятно сильно варьируется по оттенку, от почти кирпично-красного до бледно-лососевого или даже белого. Пятно иногда исчезает, становясь заметным только через впадину Красного Пятна, которая является его местоположением в Южном Экваториальном Поясе (SEB). Его видимость, по-видимому, связана с SEB; когда пояс ярко-белый, пятно имеет тенденцию быть темным, а когда он темный, пятно обычно светлое. Эти периоды, когда пятно темное или светлое, происходят с нерегулярными интервалами; с 1947 по 1997 год пятно было темнее всего в периоды 1961–1966, 1968–1975, 1989–1990 и 1992–1993. [6]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ ab Denning, William Frederick (июнь 1899 г.). "Ранняя история большого красного пятна на Юпитере". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 59 (10). Royal Astronomical Society: 574. Bibcode : 1899MNRAS..59..574D. doi : 10.1093/mnras/59.10.574 .
  2. ^ * Чанг, Кеннет (13.12.2017). «Большое Красное Пятно погружается глубоко в Юпитер». The New York Times . Получено 15.12.2017 .
    • «Большое Красное Пятно». Encyclopaedia Britannica . Получено 2018-12-04 .
  3. ^ * Staff (2007). "Jupiter Data Sheet – SPACE.com". Imaginova . Получено 2008-06-03 .
    • «Солнечная система — Планета Юпитер — Большое Красное Пятно». Кафедра физики и астрономии — Университет Теннесси. Архивировано из оригинала 2004-06-10 . Получено 2015-08-30 .
  4. ^ аб Санчес-Лавега, Агустин; Гарсиа-Мелендо, Энрике; Легаррета, Джон; Миро, Арнау; Сория, Манель; Аренс-Веласкес, Кевин (июнь 2024 г.). «Происхождение Большого красного пятна Юпитера». Письма о геофизических исследованиях . 51 (12). arXiv : 2406.13222 . Бибкод : 2024GeoRL..5108993S. дои : 10.1029/2024GL108993.
  5. ^ Карл Хилле (2015-08-04). "Большое Красное Пятно Юпитера: Закрученная Тайна". NASA . Получено 2017-11-18 .
  6. ^ ab Beebe (1997), 38-41.
  7. ^ «Этот месяц в истории физики». www.aps.org . Получено 29.12.2021 .
  8. ↑ Роджерс (1995), 6.
  9. ^ Роджерс (1995), 188.
  10. ^ Персонал (2003). «Донато Крети, Астрономические наблюдения». Muha m jaadugar sei Vaticani . Музеи Ватикана . Проверено 16 декабря 2019 г.
  11. ^ ab Хоккей (1999), 40-1.
  12. ^ Смит и др. (1979), 951-972.
  13. ^ Битти, Дж. Келли (2002). "Сжимающееся красное пятно Юпитера". Sky and Telescope . 103 (4): 24. Bibcode : 2002S&T...103d..24B. Архивировано из оригинала 27-05-2011 . Получено 21-06-2007 .
  14. ^ Пол Скотт Андерсон (10 июня 2019 г.). «Распадается ли Большое Красное Пятно Юпитера?». EarthSky . Получено 2 июля 2019 г. .
  15. ^ Уррутия, Дорис Элин (21 февраля 2018 г.). «Большое красное пятно Юпитера может исчезнуть в течение 20 лет». Space.com . Получено 30 апреля 2023 г. .
  16. ^ Филипп Маркус (26 ноября 2019 г.). «Большое Красное Пятно Юпитера, возможно, не исчезает». Астрономия . Получено 25 декабря 2020 г. .
  17. ^ Санчес-Лавега, А.; и др. (февраль 2001 г.). «Слияние двух гигантских антициклонов в атмосфере Юпитера». Icarus . 149 (2): 491–495. Bibcode :2001Icar..149..491S. doi :10.1006/icar.2000.6548.
  18. ^ Филлипс, Тони. «Огромные штормы сходятся». Science@NASA. Архивировано из оригинала 2007-02-02 . Получено 2007-01-08 .
  19. ^ Мишо, Питер. «Gemini запечатлел близкое сближение красных пятен Юпитера». Обсерватория Gemini . Получено 15 июня 2007 г.
  20. ^ Шига, Дэвид. «Третье красное пятно вспыхивает на Юпитере». New Scientist . Получено 23.05.2008 .
  21. ^ abc Перес, Мартин (2017-07-12). "Космический аппарат NASA Juno обнаружил Большое Красное Пятно Юпитера". NASA . Архивировано из оригинала 2017-07-15 . Получено 2017-07-16 .
  22. ↑ Чанг, Кеннет (2016-07-05). «Космический корабль NASA Juno выходит на орбиту вокруг Юпитера». The New York Times . Получено 2017-07-12 .
  23. ^ Филлипс, Тони. "The Great Dark Spot". Science at NASA. Архивировано из оригинала 2007-06-15 . Получено 2007-06-20 .
  24. ^ Роджерс, Джон (2008). «Ускоряющаяся циркуляция Большого Красного Пятна Юпитера». Журнал Британской астрономической ассоциации . 118 (1): 14–20. Bibcode : 2008JBAA..118...14R . Получено 28.08.2022 .
  25. ↑ Миссия «Вояджер»: Юпитер — гигант Солнечной системы. НАСА. 1979. С. 5.
  26. ^ «Атмосфера Юпитера и Большое Красное Пятно». www.astrophysicsspectator.com. 24 ноября 2004 г.
  27. ^ Роджерс (1995), 191.
  28. ^ ab O'Donoghue, J.; Moore, L.; Stallard, TS; Melin, H. (27 июля 2016 г.). «Нагрев верхней атмосферы Юпитера над Большим Красным Пятном». Nature . 536 (7615): 190–192. Bibcode :2016Natur.536..190O. doi :10.1038/nature18940. hdl : 2381/38554 . PMID  27462811. S2CID  4462322.
  29. ^ «Большое Красное Пятно Юпитера, Вероятно, является Массивным Источником Теплоты». NASA . 27 июля 2016 г. Архивировано из оригинала 12 июня 2019 г. Получено 23 декабря 2018 г.
  30. ^ Роджерс (1995), 194-6.
  31. ↑ Биби (1997), 35.
  32. ^ Роджерс (1995), 195.
  33. ^ Роджерс, Джон. "Промежуточные отчеты по STB (Овал 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.
  34. ^ * Риз, Элмер Дж.; Солберг, Х. Гордон (1966). «Последние измерения широты и долготы красного пятна Юпитера». Icarus . 5 (1–6): 266–273. Bibcode :1966Icar....5..266R. doi :10.1016/0019-1035(66)90036-4. hdl : 2060/19650022425 .
    • Роджерс (1995), 192-3.
  35. ^ Триго-Родригес, Дж. М.; Санчес-Лавега, А.; Гомес, Дж. М.; Лекашё, Дж.; Колас, Ф.; Миядзаки, И. (2000). «Повторный взгляд на 90-дневные колебания Большого Красного Пятна Юпитера». Планетная и космическая наука . 48 (4): 331–339. Bibcode : 2000P&SS...48..331T. doi : 10.1016/S0032-0633(00)00002-7. S2CID  120883365.
  36. ^
    • Стоун, Питер Х. (1974). "О скорости вращения Юпитера" (PDF) . Журнал атмосферных наук . 31 (5): 1471–1472. Bibcode :1974JAtS...31.1471S. doi :10.1175/1520-0469(1974)031<1471:OJROR>2.0.CO;2 . Получено 20 июня 2007 г. .
    • Роджерс (1995), 48, 193.
  37. ^ Роджерс (1995), 193.
  38. ^ Вонг, Майкл Х.; Саймон, Эми А.; Толлефсон, Джошуа В.; де Патер, Имке; Барнетт, Меган Н.; Хсу, Эндрю И.; Стивенс, Эндрю В.; Ортон, Гленн С.; Флеминг, Скотт В.; Гулло, Чарльз; Янушевский, Уильям; Роман, Энтони; Бьоракер, Гордон Л.; Атрея, Сушил К.; Адриани, Альберто; Флетчер, Ли Н. (1 апреля 2020 г.). «Высокоразрешающая УФ/оптическая/ИК-визуализация Юпитера в 2016–2019 гг.». Серия приложений к астрофизическому журналу . 247 (2): 58. Bibcode : 2020ApJS..247...58W. дои : 10.3847/1538-4365/ab775f .
  39. ^ abcd Bjoraker, GL; Wong, MH; Pater, I. de; Hewagama, T.; Ádámkovics, M.; Orton, GS (2018-08-20). "Состав газа и глубокая структура облаков Большого Красного Пятна Юпитера". The Astronomical Journal . 156 (3): 101. arXiv : 1808.01402 . Bibcode :2018AJ....156..101B. doi : 10.3847/1538-3881/aad186 . ISSN  1538-3881. S2CID  119365729.
  40. ^ abcdefgh Паризи, Марция; Каспи, Йохай; Галанти, Эли; Дюранте, Даниэле; Болтон, Скотт Дж.; Левин, Стивен М.; Буччино, Дастин Р.; Флетчер, Ли Н.; Фолкнер, Уильям М.; Гийо, Тристан; Хеллед, Равит (19 ноября 2021 г.). «Глубина Большого Красного Пятна Юпитера ограничена гравитационными пролетами Juno». Science . 374 (6570): 964–968. Bibcode :2021Sci...374..964P. doi :10.1126/science.abf1396. hdl : 11573/1605351 . ISSN  0036-8075. PMID  34709940. S2CID  240153766.
  41. ^ abcdefghijklmnopq Флетчер, Ли Н.; Ортон, GS; Мусис, O.; Янамандра-Фишер, P.; Пэрриш, PD; Ирвин, PGJ; Фишер, BM; Ванзи, L.; Фудзиёси, T.; Фьюз, T.; Саймон-Миллер, AA (2010-07-01). "Тепловая структура и состав Большого Красного Пятна Юпитера по данным высокоразрешающей тепловизионной съемки". Icarus . 208 (1): 306–328. Bibcode :2010Icar..208..306F. doi :10.1016/j.icarus.2010.01.005. ISSN  0019-1035.
  42. ^ ab Choi, David S.; Banfield, Don; Gierasch, Peter; Showman, Adam P. (2007-05-01). "Измерения скорости и вихреобразования Большого Красного Пятна Юпитера с использованием автоматического отслеживания особенностей облаков". Icarus . 188 (1): 35–46. arXiv : 1301.6119 . Bibcode :2007Icar..188...35C. doi :10.1016/j.icarus.2006.10.037. ISSN  0019-1035. S2CID  55114257.
  43. ^ Санчес-Лавега, А.; Уэсо, Р.; Эйхштадт, Г.; Ортон, Г.; Роджерс, Дж.; Хансен, CJ; Момари, Т.; Табатаба-Вакили, Ф.; Болтон, С. (18 сентября 2018 г.). «Богатая динамика Большого красного пятна Юпитера от JunoCam: Juno Images». Астрономический журнал . 156 (4): 162. Бибкод : 2018AJ....156..162S. дои : 10.3847/1538-3881/aada81 . ISSN  1538-3881. S2CID  125185665.
  44. ^ Вонг, Майкл Х.; Маркус, Филип С.; Саймон, Эми А.; де Патер, Имке; Толлефсон, Джошуа В.; Асай-Дэвис, Ксилар (28 сентября 2021 г.). «Эволюция горизонтальных ветров в Большом Красном Пятне Юпитера за один юпитерианский год карт HST/WFC3». Geophysical Research Letters . 48 (18). Bibcode : 2021GeoRL..4893982W. doi : 10.1029/2021GL093982.
  45. ^ Саймон, Эми А.; Табатаба-Вакили, Фахреддин; Косентино, Ричард; Биби, Рета Ф.; Вонг, Майкл Х.; Ортон, Гленн С. (2018-03-13). «Исторические и современные тенденции в размере, дрейфе и цвете Большого красного пятна Юпитера». The Astronomical Journal . 155 (4): 151. Bibcode : 2018AJ....155..151S. doi : 10.3847/1538-3881/aaae01 . ISSN  1538-3881. S2CID  126147959.
  46. ^ Чо, Джеймс Ю.К.; де ла Торре Хуарес, Мануэль; Ингерсолл, Эндрю П.; Дритшель, Дэвид Г. (2001-03-25). "Высокоразрешающая, трехмерная модель Большого Красного Пятна Юпитера". Журнал геофизических исследований: Планеты . 106 (E3): 5099–5105. Bibcode : 2001JGR...106.5099C. doi : 10.1029/2000JE001287 .
  47. ^ Моралес-Хубериас, Рауль; Доулинг, Тимоти Э. (2013-07-01). «Большое Красное Пятно Юпитера: Тонкомасштабные соответствия моделей вихревых структур преобладающим облачным структурам». Icarus . 225 (1): 216–227. Bibcode :2013Icar..225..216M. doi :10.1016/j.icarus.2013.03.026. ISSN  0019-1035.
  48. ^ Фласар, Ф. Майкл; Конрат, Барни Дж.; Пирраглиа, Джозеф А.; Кларк, Патрик К.; Френч, Ричард Г.; Гираш, Питер Дж. (1981-09-30). «Термическая структура и динамика атмосферы Юпитера 1. Большое красное пятно». Журнал геофизических исследований: Космическая физика . 86 (A10): 8759–8767. Bibcode : 1981JGR....86.8759F. doi : 10.1029/JA086iA10p08759. hdl : 2060/19810016481 .
  49. ^ "Большое Красное Пятно Юпитера: Закрученная Тайна". NASA . 4 августа 2015 г. Ученые Годдарда Марк Леффлер и Реджи Хадсон проводили лабораторные исследования, чтобы выяснить, могут ли космические лучи, один из типов излучения, которое попадает в облака Юпитера, химически изменять гидросульфид аммония, образуя новые соединения, которые могли бы объяснить цвет пятна.
  50. ^ 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.
  51. ^ "Что делает Красное Пятно Юпитера красным?". EarthSky . 2014-11-11 . Получено 2019-03-13 .

Дальнейшее чтение

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме Большое Красное Пятно .