stringtranslate.com

Большое Красное Пятно

Вид на Большое Красное Пятно крупным планом, сделанный Юноной.

Большое Красное Пятно — это область постоянного высокого давления в атмосфере Юпитера , вызывающая антициклонический шторм , который является крупнейшим в Солнечной системе . Это самая узнаваемая особенность Юпитера благодаря ее красно-оранжевому цвету, происхождение которого до сих пор неизвестно. Расположенный в 22 градусах к югу от экватора Юпитера , он обеспечивает скорость ветра до 432 км/ч (268 миль в час). Считается, что наблюдения с 1665 по 1713 год относятся к одному и тому же шторму; если это верно, то он существует как минимум 359 лет. [1] В следующий раз его наблюдали в сентябре 1831 года, с тех пор до 1878 года, когда начались непрерывные наблюдения, было зарегистрировано 60 наблюдений. [2] [3]

История наблюдений

Первые наблюдения

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

Большое Красное Пятно, возможно, существовало до 1665 года, но возможно, что нынешнее пятно впервые было замечено только в 1830 году и было хорошо изучено только после заметного появления в 1879 году. Буря, наблюдавшаяся в 17 веке, могла быть другой. от бури, которая существует сегодня. [4] Длинный разрыв отделяет период его текущих исследований после 1830 года от его открытия в 17 веке. Неизвестно, рассеялось ли первоначальное пятно и преобразовалось, поблекло ли оно, или данные наблюдений были просто плохими. [5]

Первое наблюдение Большого Красного Пятна часто приписывают Роберту Гуку , который описал это место на планете в мае 1664 года. Однако вполне вероятно, что пятно Гука находилось не только в другом поясе (Северный Экваториальный пояс, в отличие от нынешнее местоположение Большого Красного Пятна в Южном Экваториальном поясе ), но также и то, что оно находилось в тени транзитной луны, скорее всего, Каллисто . [6] Гораздо более убедительным является описание «постоянного пятна», сделанное Джованни Кассини в следующем году. [7] Из-за колебаний видимости пятно Кассини наблюдалось с 1665 по 1713 год, но 118-летний перерыв в наблюдениях делает идентичность этих двух пятен неубедительной. Более короткая история наблюдений и более медленное движение старого пятна, чем у современного, затрудняют вывод о том, что они одинаковы. [8]

Небольшая загадка касается пятна Юпитера, изображенного на полотне Донато Крети 1711 года , которое выставлено в Ватикане . [9] [10] Картина Крети, являющаяся частью серии панелей, на которых различные (увеличенные) небесные тела служат фоном для различных итальянских сцен, и точность которых контролируется астрономом Эстахио Манфреди , является первым известным изображением Великого Красного. Пятно красного цвета (хотя и поднято к северному полушарию Юпитера из-за оптической инверсии, присущей телескопам той эпохи). Ни одна особенность Юпитера не была явно описана в письменной форме как красная до конца 19 века. [10]

Большое Красное Пятно наблюдается с 5 сентября 1831 года. К 1879 году было зарегистрировано более 60 наблюдений. [2] С тех пор, как он приобрел известность в 1879 году, он находился под постоянным наблюдением.

Конец 20-го и 21-го веков

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

25 февраля 1979 года [11] , когда космический корабль «Вояджер-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 всего 160 км (100 миль) в поперечнике. Красочный волнистый узор облаков, видимый слева (западнее) от Красного Пятна, представляет собой область чрезвычайно сложного и переменного волнового движения.

В 21 веке было замечено уменьшение большого диаметра Большого Красного Пятна. В начале 2004 года его длина была примерно вдвое меньше, чем столетием ранее, когда он достиг размера 40 000 км (25 000 миль), что примерно в три раза превышало диаметр Земли. При нынешних темпах сокращения к 2040 году оно станет круговым. Неизвестно, как долго продлится это пятно и является ли изменение результатом обычных колебаний. [12] В 2019 году Большое Красное Пятно начало «отслаиваться» по краям, фрагменты шторма отрывались и рассеивались. [13] Сокращение и «отслаивание» породили предположения некоторых астрономов о том, что Большое Красное Пятно может исчезнуть в течение 20 лет. [14] Однако другие астрономы полагают, что видимый размер Большого Красного Пятна отражает его облачный покров, а не размер фактического, лежащего под ним вихря, и они также считают, 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 исчезновения. [15]

Пятно меньшего размера, обозначенное Овал ВА , образовавшееся в марте 2000 г. в результате слияния трех белых овалов [16] , приобрело красноватый цвет. Астрономы назвали его Маленьким Красным Пятном или Красным Младшим. По состоянию на 5 июня 2006 года Большое Красное Пятно и Овал BA, казалось, приближались к сближению. [17] Ураганы сменяют друг друга примерно каждые два года, но прохождение 2002 и 2004 годов не имело большого значения. Эми Саймон-Миллер из Центра космических полетов Годдарда предсказала, что штормы пройдут ближе всего к 4 июля 2006 года. С апреля 2006 года она работала с Имке де Патер и Филом Маркусом из Калифорнийского университета в Беркли , а также с командой профессиональных астрономов, чтобы изучать штормы с помощью космического телескопа «Хаббл» ; 20 июля 2006 года обсерватория «Джемини» сфотографировала два шторма, проходящих мимо друг друга и не сближающихся. [18] В мае 2008 года третий шторм стал красным. [19]

Космический корабль «Юнона» , вышедший на полярную орбиту вокруг Юпитера в 2016 году, пролетел над Большим Красным Пятном при близком сближении с Юпитером 11 июля 2017 года, сделав несколько изображений шторма с расстояния около 8000 км (5000 миль) над поверхностью Земли. поверхность. [20] [21] Во время миссии «Юнона» космический корабль продолжал изучать состав и эволюцию атмосферы Юпитера, особенно его Большого Красного Пятна. [20]

Большое Красное Пятно не следует путать с Большим Темным Пятном, объектом, наблюдавшимся вблизи северного полюса Юпитера в 2000 году с помощью космического корабля Кассини-Гюйгенс . [22] В атмосфере Нептуна также есть особенность, называемая Большим Темным Пятном . Последняя особенность была получена «Вояджером-2» в 1989 году и, возможно, представляла собой дыру в атмосфере, а не шторм. По состоянию на 1994 год его уже не было, хотя подобное пятно появилось севернее.

Механическая динамика

Покадровая съемка подхода "Вояджера-1" к Юпитеру 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 дней, [23] или 11 юпитерианских дней по состоянию на 2008 год. Ширина Большого красного пятна по состоянию на 3 апреля 2017 года составляла 16 350 км (10 160 миль) в 1,3 раза. диаметр Земли. [20] Вершины облаков этого шторма находятся примерно на 8 км (5 миль) над верхушками окружающих облаков. [24] Шторм продолжал существовать на протяжении веков, потому что на планете нет поверхности (только мантия из водорода ), которая могла бы обеспечить трение; циркулирующие газовые вихри очень долго сохраняются в атмосфере, поскольку нет ничего, что могло бы противодействовать их угловому моменту. [25]

Инфракрасные данные уже давно указывают на то, что Большое Красное Пятно холоднее (и, следовательно, выше по высоте), чем большинство других облаков на планете. [26] Однако верхняя атмосфера над ураганом имеет значительно более высокие температуры, чем остальная часть планеты. Акустические (звуковые) волны , поднимающиеся из-за турбулентности грозы внизу, были предложены в качестве объяснения нагрева этой области. [27] Акустические волны распространяются вертикально на высоту 800 км (500 миль) над ураганом, где они разбиваются в верхних слоях атмосферы, преобразуя энергию волн в тепло. Это создает область верхних слоев атмосферы с температурой 1600 К (1330 °C; 2420 °F) — на несколько сотен кельвинов теплее, чем остальная часть планеты на этой высоте. [27] Эффект описывается как «разбивание [...] океанских волн на пляж». [28]

Размер Земли по сравнению с Большим Красным Пятном

Тщательное отслеживание особенностей атмосферы выявило циркуляцию Большого Красного Пятна против часовой стрелки еще в 1966 году, что драматически подтвердилось первыми покадровыми видеороликами, снятыми с пролетов "Вояджера" . [29] Это место ограничено скромным струйным течением, направленным на восток к югу, и очень сильным струйным течением, направленным на запад, к северу. [30] Хотя ветры вокруг края пятна достигают максимальной скорости около 432 км/ч (268 миль в час), течения внутри него кажутся застойными, с небольшим притоком или оттоком. [31] Период вращения пятна со временем уменьшался, возможно, в результате его постоянного уменьшения в размерах. [32]

Широта Большого Красного Пятна оставалась стабильной на протяжении всего периода хороших наблюдений, обычно меняясь примерно на градус. Однако его долгота подвержена постоянным изменениям, включая 90-дневные продольные колебания с амплитудой ~1°. [33] [34] 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 первоначально основывалась на среднем периоде вращения Большого Красного Пятна, равном 9 часов 55 минут 42 секунды. [35] Однако, несмотря на это, с начала 19 века это пятно «пересекло» планету в Системе II как минимум 10 раз. Скорость его дрейфа с годами резко изменилась и связана с яркостью южного экваториального пояса и наличием или отсутствием южнотропического возмущения. [36]

Внутренняя глубина и структура

По часовой стрелке сверху слева: изображение видимого спектра , полученное Хабблом ; инфракрасное излучение обсерватории Джемини ; многоволновая совокупность данных Хаббла и Джемини, показывающая видимый свет синим цветом и тепловое инфракрасное излучение красным цветом; ультрафиолетовое изображение от Хаббла; видимая световая деталь

Большое красное пятно Юпитера (GRS) — это антициклон эллиптической формы, расположенный на 22 градуса ниже экватора в южном полушарии Юпитера. [37] Крупнейший антициклонический шторм (~16 000 км) в нашей Солнечной системе, о его внутренней глубине и структуре мало что известно. [38] Видимые изображения и отслеживание облаков на основе наблюдений на месте определили скорость и завихренность GRS, которая расположена в тонком антициклоническом кольце на 70–85% радиуса и расположена вдоль самого быстрого реактивного потока Юпитера, движущегося на запад. [39] Во время миссии НАСА «Юнона» в 2016 году были получены гравитационные и тепловые инфракрасные данные [39] [40] , которые позволили лучше понять структурную динамику и глубину GRS. [38] [39] В июле 2017 года космический корабль «Юнона» провел второй проход GRS, чтобы собрать сканы GRS с помощью микроволнового радиометра (MWR), чтобы определить, насколько далеко GRS простирается до поверхности конденсированного слоя H 2 O. [38] Эти сканы MWR показали, что вертикальная глубина GRS простирается примерно на 240 км ниже уровня облаков с предполагаемым падением атмосферного давления до 100 бар. [38] [39] Двумя методами анализа, которые ограничивают собранные данные, были масконский подход, который обнаружил глубину ~ 290 км, и слепианский подход, показывающий, что ветер простирается до ~ 310 км. [38] Эти методы, наряду с данными гравитационных сигнатур MWR, предполагают, что зональные ветры GRS все еще увеличиваются со скоростью 50% от скорости жизнеспособного уровня облаков, прежде чем начнется затухание ветра на более низких уровнях. Эта скорость затухания ветра и данные гравитации позволяют предположить, что глубина GRS составляет от 200 до 500 км. [38]

Тепловое инфракрасное изображение и спектроскопия GRS Галилеем и Кассини проводились в 1995–2008 годах, чтобы найти доказательства тепловых неоднородностей внутри вихря внутренней структуры GRS. [39] Предыдущие тепловые инфракрасные температурные карты миссий «Вояджер» , «Галилео» и «Кассини» показали, что GRS представляет собой структуру антициклонического вихря с холодным ядром внутри восходящего более теплого кольца; эти данные показывают градиент температуры GRS. [37] [39] Лучшее понимание температуры атмосферы Юпитера, непрозрачности аэрозольных частиц и состава газообразного аммиака было обеспечено с помощью теплового ИК-изображения: прямая корреляция реакций видимых слоев облаков, температурного градиента и картографирования состава с данными наблюдений была собрана в течение десятилетия. [37] [39] В декабре 2000 года изображения с высоким пространственным разрешением, полученные с помощью Галилея, атмосферной турбулентной области к северо-западу от GRS, показали тепловой контраст между самой теплой областью антициклона и регионами к востоку и западу от GRS. . [39] [41]

Ветры в Большом Красном Пятне, анализируемые на основе данных Хаббла. Красный означает более быстрый ветер, синий — более медленный.

Вертикальная температура структуры GRS ограничена диапазоном 100–600 мбар, при этом вертикальная температура ядра GRS составляет примерно 400 мбар давления [ необходимы разъяснения ] , что составляет 1,0–1,5 К, что намного теплее, чем в регионах GRS. GRS с востока на запад и на 3,0–3,5 К теплее, чем районы с севера на юг от края структур. [39] Эта структура согласуется с данными, полученными с помощью изображения VISIR (VLT Mid-Infrared Imager Spectrometer на Очень Большом Телескопе ESO), полученного в 2006 году; это показало, что GRS физически присутствовало в широком диапазоне высот, которые находятся в диапазоне атмосферного давления 80–600 мбар, и подтверждает результат теплового инфракрасного картирования. [39] [40] [42] Для разработки модели внутренней структуры GRS с помощью композитного инфракрасного спектрометра (CIRS) миссии Кассини и наземных пространственных изображений был нанесен на карту состав аэрозолей фосфина и аммиака (PH 3 , NH 3 ). и парагидроксибензойная кислота в антициклонической циркуляции GRS. [39] [43] Изображения, полученные с помощью CIRS и наземных изображений, отслеживают вертикальное движение в атмосфере Юпитера по спектрам PH 3 и NH 3 . [37] [39]

Наибольшие концентрации PH 3 и NH 3 обнаружены севернее периферического вращения GRS. Они помогли определить движение струи на юг и показали свидетельства увеличения высоты столба аэрозолей с давлением в диапазоне 200–500 мбар. [39] [44] 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 соответствует узкой полосе опускания атмосферы. [39] Низкая непрозрачность аэрозоля в среднем ИК-диапазоне, а также температурные градиенты, перепад высот и вертикальное движение зональных ветров связаны с развитием и устойчивостью завихренности. [39] Более сильное опускание атмосферы и асимметрия состава GRS позволяют предположить, что структура имеет определенный наклон от северного края к южному краю структуры. [39] [45] Глубина и внутренняя структура GRS постоянно менялись на протяжении десятилетий; [38] однако до сих пор нет логической причины, по которой его глубина составляет 200–500 км, но струйные течения, которые создают силу, приводящую в движение вихрь GRS, находятся значительно ниже основания структуры. [38] [39]

Цвет и состав

Неизвестно, что является причиной красноватого цвета Большого Красного Пятна. Гипотезы, подтвержденные лабораторными экспериментами, предполагают, что это может быть вызвано химическими продуктами, образующимися в результате солнечного ультрафиолетового облучения гидросульфида аммония [46] и органического соединения ацетилена , которое производит красноватый материал — вероятно, сложные органические соединения, называемые толинами . [47] Большая высота над уровнем моря также может способствовать окраске. [48]

Большое красное пятно сильно различается по оттенку: от почти кирпично-красного до бледно-лососевого или даже белого. Пятно время от времени исчезает, становясь заметным только через впадину Красного пятна, которая находится в Южном экваториальном поясе (ЮВП). Его видимость, очевидно, 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 через нерегулярные промежутки времени; с 1947 по 1997 гг. наиболее темным пятно было в периоды 1961–1966, 1968–1975, 1989–1990 и 1992–1993 гг. [5]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ * Персонал (2007). «Технические данные Юпитера - SPACE.com». Имагинова . Проверено 3 июня 2008 г.
    • «Солнечная система – Планета Юпитер – Большое красное пятно». Кафедра физики и астрономии – Университет Теннесси. Архивировано из оригинала 10 июня 2004 г. Проверено 30 августа 2015 г.
  2. ^ аб Деннинг, Уильям Фредерик (июнь 1899 г.). «Ранняя история большого красного пятна на Юпитере». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . Королевское астрономическое общество. 59 (10): 574. Бибкод : 1899MNRAS..59..574D. дои : 10.1093/mnras/59.10.574 .
  3. ^ * Чанг, Кеннет (13 декабря 2017 г.). «Большое красное пятно спускается глубоко в Юпитер». Нью-Йорк Таймс . Проверено 15 декабря 2017 г.
    • «Большое Красное Пятно». Британская энциклопедия . Проверено 4 декабря 2018 г.
  4. ^ Карл Хилле (04 августа 2015 г.). «Большое красное пятно Юпитера: вращающаяся загадка». НАСА . Проверено 18 ноября 2017 г.
  5. ^ аб Биб (1997), 38-41.
  6. ^ «Этот месяц в истории физики». www.aps.org . Проверено 29 декабря 2021 г.
  7. ^ Роджерс (1995), 6.
  8. ^ Роджерс (1995), 188.
  9. ^ Персонал (2003). «Донато Крети, Астрономические наблюдения». Muha m jaadugar sei Vaticani . Музеи Ватикана . Проверено 16 декабря 2019 г.
  10. ^ АБ Хоккей (1999), 40-1.
  11. ^ Смит и др. (1979), 951-972.
  12. ^ Битти, Дж. Келли (2002). «Сжимающееся красное пятно Юпитера». Небо и телескоп . 103 (4): 24. Бибкод : 2002S&T...103d..24B. Архивировано из оригинала 27 мая 2011 г. Проверено 21 июня 2007 г.
  13. ↑ Пол Скотт Андерсон (10 июня 2019 г.). «Распадается ли Большое Красное Пятно Юпитера?». ЗемляНебо . Проверено 2 июля 2019 г.
  14. ^ Уррутия, Дорис Элин. «Большое красное пятно Юпитера может исчезнуть через 20 лет». Space.com . Проверено 30 апреля 2023 г.
  15. ^ Филип Маркус (26 ноября 2019 г.). «Большое красное пятно Юпитера, возможно, не исчезает». Астрономия . Проверено 25 декабря 2020 г.
  16. ^ Санчес-Лавега, А.; и другие. (февраль 2001 г.). «Слияние двух гигантских антициклонов в атмосфере Юпитера». Икар . 149 (2): 491–495. Бибкод : 2001Icar..149..491S. дои : 10.1006/icar.2000.6548.
  17. ^ Филлипс, Тони. «Огромные бури сходятся». Наука@НАСА. Архивировано из оригинала 2 февраля 2007 г. Проверено 8 января 2007 г.
  18. ^ Мишо, Питер. «Близнецы запечатлели близкое сближение красных пятен Юпитера». Обсерватория Джемини . Проверено 15 июня 2007 г.
  19. ^ Сига, Дэвид. «Третье красное пятно вспыхивает на Юпитере». Новый учёный . Проверено 23 мая 2008 г.
  20. ^ abc Перес, Мартин (12 июля 2017 г.). «Космический корабль НАСА Юнона обнаружил Большое красное пятно Юпитера». НАСА . Проверено 16 июля 2017 г.
  21. ^ Чанг, Кеннет (05 июля 2016 г.). «Космический корабль НАСА Юнона выходит на орбиту вокруг Юпитера». Нью-Йорк Таймс . Проверено 12 июля 2017 г.
  22. ^ Филлипс, Тони. «Большое темное пятно». Наука в НАСА. Архивировано из оригинала 15 июня 2007 г. Проверено 20 июня 2007 г.
  23. ^ Роджерс, Джон (2008). «Ускоряющаяся циркуляция Большого Красного Пятна Юпитера». Журнал Британской астрономической ассоциации . 118 (1): 14–20. Бибкод : 2008JBAA..118...14R . Проверено 28 августа 2022 г.
  24. ^ Миссия "Вояджер": Юпитер, гигант Солнечной системы. НАСА. 1979. с. 5.
  25. ^ «Атмосфера Юпитера и Большое красное пятно». www.astrophysicalspectator.com. 24 ноября 2004 г.
  26. ^ Роджерс (1995), 191.
  27. ^ Аб О'Донохью, Дж.; Мур, Л.; Сталлард, Т.С.; Мелин, Х. (27 июля 2016 г.). «Нагрев верхних слоев атмосферы Юпитера над Большим Красным Пятном». Природа . 536 (7615): 190–192. Бибкод : 2016Natur.536..190O. дои : 10.1038/nature18940. hdl : 2381/38554 . PMID  27462811. S2CID  4462322.
  28. ^ «Большое красное пятно Юпитера, вероятно, является огромным источником тепла» . НАСА . 27 июля 2016 года . Проверено 23 декабря 2018 г.
  29. ^ Роджерс (1995), 194-6.
  30. ^ Биб (1997), 35.
  31. ^ Роджерс (1995), 195.
  32. ^ Роджерс, Джон. «Промежуточные отчеты о STB (овал BA, проходящий GRS), STropB, GRS (измерение внутреннего вращения), EZ (S. Eq. Нарушение; резкое затемнение; взаимодействия NEB) и NNTB». Британская астрономическая ассоциация . Проверено 15 июня 2007 г.
  33. ^ * Риз, Элмер Дж.; Сольберг, Х. Гордон (1966). «Последние измерения широты и долготы красного пятна Юпитера». Икар . 5 (1–6): 266–273. Бибкод : 1966Icar....5..266R. дои : 10.1016/0019-1035(66)90036-4. hdl : 2060/19650022425 .
    • Роджерс (1995), 192–3.
  34. ^ Триго-Родригес, Дж. М.; Санчес-Лавега, А; Гомес, Дж. М.; Лекашо, Дж; Колас, Ф; Миядзаки, я (2000). «Возврат к 90-дневным колебаниям Большого красного пятна Юпитера». Планетарная и космическая наука . 48 (4): 331–339. Бибкод : 2000P&SS...48..331T. дои : 10.1016/S0032-0633(00)00002-7. S2CID  120883365.
  35. ^
    • Стоун, Питер Х. (1974). «О скорости вращения Юпитера» (PDF) . Журнал атмосферных наук . 31 (5): 1471–1472. Бибкод : 1974JAtS...31.1471S. doi :10.1175/1520-0469(1974)031<1471:OJROR>2.0.CO;2 . Проверено 20 июня 2007 г.
    • Роджерс (1995), 48, 193.
  36. ^ Роджерс (1995), 193.
  37. ^ abcd Бьоракер, Г.Л.; Вонг, Миннесота; Патер, И. де; Хевагама, Т.; Адамкович, М.; Ортон, GS (20 августа 2018 г.). «Газовый состав и структура глубоких облаков Большого красного пятна Юпитера». Астрономический журнал . 156 (3): 101. arXiv : 1808.01402 . Бибкод : 2018AJ....156..101B. дои : 10.3847/1538-3881/aad186 . ISSN  1538-3881. S2CID  119365729.
  38. ^ abcdefgh Паризи, Марция; Каспи, Йохай; Галанти, Эли; Дуранте, 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 полетами Юноны». Наука . 374 (6570): 964–968. Бибкод : 2021Sci...374..964P. doi : 10.1126/science.abf1396. ISSN  0036-8075. PMID  34709940. S2CID  240153766.
  39. ^ abcdefghijklmnopq Флетчер, Ли Н.; Ортон, Г.С.; Мусис, О.; Янамандра-Фишер, П.; Пэрриш, PD; Ирвин, PGJ; Фишер, Б.М.; Ванзи, Л.; Фудзиёси, Т.; Фьюз, Т.; Саймон-Миллер, А.А. (1 июля 2010 г.). «Тепловая структура и состав Большого красного пятна Юпитера по данным тепловидения высокого разрешения». Икар . 208 (1): 306–328. Бибкод : 2010Icar..208..306F. doi :10.1016/j.icarus.2010.01.005. ISSN  0019-1035.
  40. ^ Аб Чой, Дэвид С.; Банфилд, Дон; Гираш, Питер; Шоумен, Адам П. (1 мая 2007 г.). «Измерения скорости и завихренности Большого красного пятна Юпитера с использованием автоматического отслеживания особенностей облаков». Икар . 188 (1): 35–46. arXiv : 1301.6119 . Бибкод : 2007Icar..188...35C. дои : 10.1016/j.icarus.2006.10.037. ISSN  0019-1035. S2CID  55114257.
  41. ^ 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.
  42. ^ Саймон, Эми А.; Табатаба-Вакили, Фахреддин; Косентино, Ричард; Биб, Рета Ф.; Вонг, Майкл Х.; Ортон, Гленн С. (13 марта 2018 г.). «Исторические и современные тенденции изменения размера, дрейфа и цвета Большого красного пятна Юпитера». Астрономический журнал . 155 (4): 151. Бибкод : 2018AJ....155..151S. дои : 10.3847/1538-3881/aaae01 . ISSN  1538-3881. S2CID  126147959.
  43. ^ Чо, Джеймс Ю.К.; де ла Торре Хуарес, Мануэль; Ингерсолл, Эндрю П.; Дритчел, Дэвид Г. (25 марта 2001 г.). «Трехмерная модель Большого красного пятна Юпитера в высоком разрешении». Журнал геофизических исследований: Планеты . 106 (Е3): 5099–5105. Бибкод : 2001JGR...106.5099C. дои : 10.1029/2000JE001287 .
  44. ^ Моралес-Хубериас, Рауль; Даулинг, Тимоти Э. (01 июля 2013 г.). «Большое красное пятно Юпитера: точное соответствие моделей завихренности модели преобладающим моделям облаков». Икар . 225 (1): 216–227. Бибкод : 2013Icar..225..216M. дои : 10.1016/j.icarus.2013.03.026. ISSN  0019-1035.
  45. ^ Флазар, Ф. Майкл; Конрат, Барни Дж.; Пирраглия, Джозеф А.; Кларк, Патрик С.; Френч, Ричард Г.; Гираш, Питер Дж. (30 сентября 1981 г.). «Тепловая структура и динамика атмосферы Юпитера 1. Большое красное пятно». Журнал геофизических исследований: Космическая физика . 86 (А10): 8759–8767. Бибкод : 1981JGR....86.8759F. дои : 10.1029/JA086iA10p08759. hdl : 2060/19810016481 .
  46. ^ «Большое красное пятно Юпитера: вращающаяся загадка». НАСА . 4 августа 2015 г. Ученые Годдарда Марк Леффлер и Реджи Хадсон проводят лабораторные исследования, чтобы выяснить, могут ли космические лучи, один из типов излучения, попадающего в облака Юпитера, химически изменять гидросульфид аммония с образованием новых соединений, которые могли бы объяснить цвет пятна.
  47. ^ Леффер, Марк Дж.; Хадсон, Реджи Л. (2018). «Окрашивание облаков Юпитера: радиолиз гидросульфида аммония (NH4SH)». Икар . 302 : 418–425. Бибкод : 2018Icar..302..418L. дои :10.1016/j.icarus.2017.10.041.
  48. ^ «Что делает Красное Пятно Юпитера красным?» ЗемляНебо . 11 ноября 2014 г. Проверено 13 марта 2019 г.

дальнейшее чтение

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы по теме Большого Красного Пятна .