Атмосфера Юпитера - Atmosphere of Jupiter

Кружащиеся облака Юпитера в полноцветное изображение взято Космический телескоп Хаббла в апреле 2017[1]

В атмосфера Юпитера самый большой планетарная атмосфера в Солнечная система. В основном это сделано из молекулярный водород и гелий примерно в солнечные пропорции; другие химические соединения присутствуют только в небольших количествах и включают метан, аммиак, сероводород, и воды. Хотя считается, что вода находится глубоко в атмосфере, ее концентрация, измеренная напрямую, очень мала. В азот, сера, и благородный газ содержание в атмосфере Юпитера превышает солнечные значения примерно в три раза.[2]

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

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

На Юпитере бывают мощные бури, часто сопровождающиеся ударами молний. Штормы являются результатом влажной конвекции в атмосфере, связанной с испарением и конденсацией воды. Это места сильного восходящего движения воздуха, которое приводит к образованию ярких и плотных облаков. Штормы образуются в основном в поясах. Удары молнии на Юпитере в сотни раз мощнее, чем на Земле, и предполагается, что они связаны с водяными облаками.[12]

Вертикальная структура

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

Атмосфера Юпитера делится на четыре слоя с увеличением высоты: тропосфера, стратосфера, термосфера и экзосфера. в отличие от Атмосфера Земли, У Юпитера отсутствует мезосфера.[13] Юпитер не имеет твердой поверхности, а самый нижний слой атмосферы, тропосфера, плавно переходит в жидкие недра планеты.[3] Это результат того, что температура и давление намного выше, чем у критические точки для водорода и гелия, что означает отсутствие резкой границы между газовой и жидкой фазами. Водород становится сверхкритическая жидкость при давлении около 12 бар.[3]

Поскольку нижняя граница атмосферы нечетко определена, уровень давления 10бары, на высоте около 90 км ниже 1 бара с температурой около 340K, обычно рассматривается как основание тропосферы.[4] В научной литературе уровень давления в 1 бар обычно выбирается в качестве нулевой точки для высот - «поверхности» Юпитера.[3] Как и в случае с Землей, верхний слой атмосферы, экзосфера, не имеет четко определенной верхней границы.[14] Плотность постепенно уменьшается до плавного перехода в межпланетная среда примерно 5 000 км над «поверхностью».[15]

Вертикальные градиенты температуры в атмосфере Юпитера аналогичны градиентам температуры в атмосфере Юпитера. атмосфера Земли. Температура тропосферы уменьшается с высотой, пока не достигнет минимума в точке тропопауза,[16] который является границей между тропосферой и стратосферой. На Юпитере тропопауза находится примерно на 50 км выше видимых облаков (или на уровне 1 бар), где давление и температура составляют примерно 0,1 бар и 110 К.[4][17] В стратосфере температуры повышаются примерно до 200 К при переходе в термосферу на высоте и давлении около 320 км и 1 мкбар.[4] В термосфере температура продолжает расти, достигая в конечном итоге 1000 К на расстоянии около 1000 км, где давление составляет около 1 нбар.[18]

Тропосфера Юпитера содержит сложную облачную структуру.[19] Верхние облака, расположенные в диапазоне давлений 0,6–0,9 бар, состоят из аммиачного льда.[20] Под этими облаками из аммиачного льда более плотные облака, состоящие из гидросульфид аммония ((NH4) SH) или сульфид аммония ((NH4)2S, между 1-2 барами) и вода (3-7 бар), как полагают, существуют.[21][22] Здесь нет метановых облаков, поскольку температура слишком высока для его конденсации.[19] Водные облака образуют самый плотный слой облаков и оказывают самое сильное влияние на динамику атмосферы. Это результат более высокого тепло конденсации воды и более высокое содержание воды по сравнению с аммиаком и сероводородом (кислород более обильный химический элемент, чем азот или сера).[13] Над основными слоями облаков расположены различные тропосферные (при 200–500 мбар) и стратосферные (при 10–100 мбар) слои дымки.[21][23] Последние изготавливаются из сгущенного тяжелого полициклические ароматические углеводороды или же гидразин, которые образуются в верхних слоях стратосферы (1–100 мкбар) из метана под действием солнечного ультрафиолетового излучения (УФ).[19] Содержание метана относительно молекулярного водорода в стратосфере составляет около 10−4,[15] в то время как отношение содержания других легких углеводородов, таких как этан и ацетилен, к молекулярному водороду составляет около 10−6.[15]

Термосфера Юпитера находится при давлениях ниже 1 мкбар и демонстрирует такие явления, как свечение, полярный полярные сияния и рентгеновский снимок выбросы.[24] Внутри него лежат слои повышенной плотности электронов и ионов, образующие ионосфера.[15] Высокие температуры, преобладающие в термосфере (800–1000 К), еще полностью не объяснены;[18] существующие модели предсказывают температуру не выше примерно 400 К.[15] Они могут быть вызваны поглощением высокоэнергетического солнечного излучения (УФ или рентгеновского излучения), нагревом заряженных частиц, высыпающихся из юпитерианской магнитосферы, или рассеянием распространяющихся вверх гравитационные волны.[25] Термосфера и экзосфера на полюсах и в низких широтах излучают рентгеновские лучи, которые впервые наблюдались Обсерватория Эйнштейна в 1983 г.[26] Энергичные частицы, исходящие из магнитосферы Юпитера, создают яркие авроральные овалы, окружающие полюса. В отличие от своих земных аналогов, которые появляются только во время магнитные бури, полярные сияния - постоянная составляющая атмосферы Юпитера.[26] Термосфера была первым местом за пределами Земли, где трехводородный катион (ЧАС+
3) был открыт.[15] Этот ион сильно излучает в средней инфракрасной части спектра на длинах волн от 3 до 5 мкм; это основной механизм охлаждения термосферы.[24]

Химический состав

Содержание элементов относительно водорода
в Юпитере и Солнце[2]
ЭлементсолнцеЮпитер / Солнце
Он /ЧАС0.09750.807 ± 0.02
Ne /ЧАС1.23 × 10−40.10 ± 0.01
Ar /ЧАС3.62 × 10−62.5 ± 0.5
Kr /ЧАС1.61 × 10−92.7 ± 0.5
Xe /ЧАС1.68 × 10−102.6 ± 0.5
C /ЧАС3.62 × 10−42.9 ± 0.5
N /ЧАС1.12 × 10−43,6 ± 0,5 (8 бар)

3,2 ± 1,4 (9–12 бар)

О /ЧАС8.51 × 10−40,033 ± 0,015 (12 бар)

0,19–0,58 (19 бар)

п /ЧАС3.73 × 10−70.82
S /ЧАС1.62 × 10−52.5 ± 0.15
Изотопные отношения Юпитера и Солнца[2]
СоотношениесолнцеЮпитер
13C /12C0.0110.0108 ± 0.0005
15N /14N<2.8 × 10−32.3 ± 0.3 × 10−3

(0,08–2,8 бар)

36Ar /38Ar5.77 ± 0.085.6 ± 0.25
20Ne /22Ne13.81 ± 0.0813 ± 2
3Он /4Он1.5 ± 0.3 × 10−41.66 ± 0.05 × 10−4
D /ЧАС3.0 ± 0.17 × 10−52.25 ± 0.35 × 10−5

Состав атмосферы Юпитера аналогичен составу атмосферы планеты в целом.[2] Атмосфера Юпитера является наиболее изученной из всех газовые гиганты потому что это наблюдалось непосредственно Галилео атмосферный зонд когда он вошел в атмосферу Юпитера 7 декабря 1995 года.[27] Другие источники информации о составе атмосферы Юпитера включают Инфракрасная космическая обсерватория (ISO),[28] в Галилео и Кассини орбитальные аппараты[29] и наземные наблюдения.[2]

Двумя основными составляющими атмосферы Юпитера являются: молекулярный водород (ЧАС
2) и гелий.[2] Содержание гелия составляет 0.157 ± 0.004 относительно молекулярного водорода числом молекул, а его массовая доля равна 0.234 ± 0.005, что немного ниже, чем в Солнечной системе. изначальный ценить.[2] Причина такого низкого содержания не совсем понятна, но часть гелия могла конденсироваться в ядре Юпитера.[20] Эта конденсация, вероятно, будет в виде гелиевого дождя: поскольку водород превращается в металлическое состояние на глубинах более 10 000 км гелий отделяется от него, образуя капли, которые, будучи более плотными, чем металлический водород, спускаются к ядру. Это также может объяснить сильное истощение неона (см. Таблицу), элемента, который легко растворяется в каплях гелия и также переносится в них к ядру.[30]

Атмосфера содержит различные простые соединения, такие как воды, метан (CH4), сероводород (ЧАС2S), аммиак (NH3) и фосфин (PH3).[2] Их обилие в глубокой (ниже 10 бар) тропосфере означает, что атмосфера Юпитера обогащена элементами углерод, азот, сера и возможно кислород[b] в 2–4 раза относительно Солнца.[c][2] Благородные газы аргон, криптон и ксенон также появляются в изобилии относительно солнечных уровней (см. таблицу), в то время как неон реже.[2] Другие химические соединения, такие как арсин (Пепел3) и немецкий (GeH4) присутствуют только в следовых количествах.[2] Верхние слои атмосферы Юпитера содержат небольшое количество простых углеводороды Такие как этан, ацетилен, и диацетилен, образующихся из метана под воздействием солнечной ультрафиолетовая радиация и заряженные частицы, исходящие от Магнитосфера Юпитера.[2] В углекислый газ, монооксид углерода и вода, присутствующая в верхних слоях атмосферы, как полагают, происходит от ударов кометы, Такие как Сапожник-Леви 9. Вода не может поступать из тропосферы, потому что холод тропопауза действует как ловушка для холода, эффективно предотвращая подъем воды в стратосфера (см. Вертикальную структуру выше).[2]

Измерения с Земли и с космических аппаратов позволили расширить знания о изотопные отношения в атмосфере Юпитера. По состоянию на июль 2003 г., принятое значение дейтерий изобилие (2.25 ± 0.35) × 10−5,[2] что, вероятно, представляет собой изначальную ценность в протосолнечная туманность это дало рождение Солнечной системе.[28] Соотношение изотопов азота в атмосфере Юпитера, 15N к 14N, составляет 2,3 × 10−3, на треть ниже, чем в Атмосфера Земли (3.5 × 10−3).[2] Последнее открытие особенно важно, поскольку предыдущие теории Формирование Солнечной системы Земное значение отношения изотопов азота считалось исконным.[28]

Зоны, пояса и форсунки

An азимутальная эквидистантная проекция атмосферы Юпитера с центром на южном полюсе Юпитера

Видимая поверхность Юпитера разделена на несколько полос, параллельных экватору. Есть два типа полос: светлоокрашенные зоны и относительно темно ремни.[6] Чем шире Экваториальная зона (EZ) простирается между широты примерно от 7 ° до 7 ° с. Выше и ниже EZ Северный и Южный экваториальные пояса (NEB и SEB) простираются до 18 ° N и 18 ° S соответственно. Дальше от экватора лежат северная и южная тропические зоны (NtrZ и STrZ).[6] Чередование поясов и зон продолжается до полярных регионов примерно на 50 градусах широты, где их видимый вид становится несколько приглушенным.[31] Основная поясно-поясная структура, вероятно, хорошо простирается к полюсам, достигая по крайней мере 80 ° северной или южной широты.[6]

Разница во внешнем виде между зонами и поясами вызвана различиями в непрозрачности облаков. Концентрация аммиака выше в зонах, что приводит к появлению более плотных облаков из аммиачного льда на больших высотах, что, в свою очередь, приводит к их более светлому цвету.[16] С другой стороны, в поясах облака более тонкие и расположены на меньших высотах.[16] Верхняя тропосфера в поясах холоднее, в поясах теплее.[6] Точная природа химических веществ, которые делают зоны и полосы Юпитера такими яркими, неизвестна, но они могут включать сложные соединения сера, фосфор и углерод.[6]

Полосы Юпитера ограничены зональными атмосферными потоками (ветрами), называемыми струи. На восток (продвигать ) струи встречаются при переходе от зон к поясам (удаляясь от экватора), а западные (ретроградный ) струи обозначают переход от поясов к зонам.[6] Такая картина скорости потока означает, что зональные ветры уменьшаются в поясах и усиливаются в зонах от экватора до полюса. Следовательно, сдвиг ветра в поясах циклонический, а в зонах - антициклонический.[22] EZ является исключением из этого правила, показывая сильную направленную на восток (прямую) струю и имеет локальный минимум скорости ветра точно на экваторе. Скорость струй на Юпитере высока, достигая более 100 м / с.[6] Эти скорости соответствуют облакам аммиака, находящимся в диапазоне давлений 0,7–1 бар. Прямые струи обычно более мощные, чем ретроградные.[6] Вертикальная протяженность струй неизвестна. Они распадаются от двух до трех масштаб высоты[а] над облаками, но ниже уровня облаков, ветер немного усиливается, а затем остается постоянным, по крайней мере, до 22 бар - максимальной рабочей глубины, достигаемой Зонд Галилео.[17]

Зональные скорости ветра в атмосфере Юпитера

Происхождение полосатой структуры Юпитера не совсем ясно, хотя может быть похоже на структуру, движущую Землю. Клетки Хэдли. Самая простая интерпретация состоит в том, что зоны - это участки атмосферного апвеллинг, а пояса - проявление нисходящий.[32] Когда воздух, обогащенный аммиаком, поднимается по зонам, он расширяется и охлаждается, образуя высокие и плотные облака. Но в поясах воздух спускается, согревая адиабатически как в зона конвергенции на Земле белые облака аммиака испаряются, обнажая более низкие и темные облака. Расположение и ширина полос, скорость и расположение джетов на Юпитере удивительно стабильны, незначительно изменившись в период с 1980 по 2000 год. Одним из примеров изменений является уменьшение скорости самой сильной струи, направленной на восток, расположенной на границе между Северными тропическими водами. пояс и Северо-умеренный пояс на 23 ° с.[7][32] Однако полосы меняются по окраске и интенсивности с течением времени (см. Ниже). Впервые эти вариации наблюдались в начале семнадцатого века.[33]

Конкретные группы

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

У поясов и зон, разделяющих атмосферу Юпитера, есть свои имена и уникальные характеристики. Они начинаются ниже Северного и Южного полярных регионов, которые простираются от полюсов примерно до 40–48 ° с. Эти голубовато-серые области обычно безликие.[31]

Северный Северный умеренный регион редко показывает больше деталей, чем полярные регионы, из-за потемнение конечностей, ракурс, и общая размытость черт. Тем не менее, Северно-Северный умеренный пояс (NNTB) является самым северным отдельным поясом, хотя иногда он исчезает. Нарушения обычно незначительны и непродолжительны. Северо-северная умеренная зона (NNTZ), возможно, более заметна, но также в целом спокойна. Изредка наблюдаются и другие второстепенные пояса и зоны в регионе.[34]

Северный умеренный регион является частью широтного региона, который легко наблюдать с Земли, и поэтому имеет превосходные результаты наблюдений.[35] Также в нем самые сильные продвигать струйный поток на планете - западное течение, образующее южную границу Северного умеренного пояса (NTB).[35] NTB исчезает примерно раз в десятилетие (так было в Вояджер встреч), в результате чего Северная умеренная зона (NTZ), по-видимому, слилась с северной тропической зоной (NTropZ).[35] В других случаях NTZ делится узким поясом на северную и южную составляющие.[35]

Северный тропический регион состоит из NTropZ и Северного экваториального пояса (NEB). NTropZ, как правило, имеет стабильную окраску, меняя оттенок только в тандеме с активностью на южном струйном потоке NTB. Как и NTZ, он также иногда разделяется узкой полосой NTropB. В редких случаях на юге NTropZ бывают «красные пятна». Как следует из названия, это северные эквиваленты Большого красного пятна. В отличие от GRS, они, как правило, встречаются парами и всегда недолговечны, в среднем длятся год; один присутствовал во время Пионер 10 сталкиваться.[36]

NEB - один из самых активных поясов на планете. Он характеризуется антициклоническими белыми овалами и циклоническими «баржами» (также известными как «коричневые овалы»), причем первые обычно формируются дальше на север, чем вторые; как и в NTropZ, большинство этих функций относительно недолговечны. Подобно Южному экваториальному поясу (SEB), NEB иногда резко блекнет и «оживает». Временной масштаб этих изменений составляет около 25 лет.[37]

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

Экваториальный регион (EZ) - один из самых стабильных регионов планеты по широте и активности. На северном краю EZ находятся впечатляющие шлейфы, которые тянутся к юго-западу от NEB, которые ограничены темными теплыми (в инфракрасный ) функции, известные как фестоны (горячие точки).[38] Хотя южная граница EZ обычно неподвижна, наблюдения с конца 19-го по начало 20-го века показывают, что эта картина была обратной по сравнению с сегодняшней. EZ значительно различается по окраске, от бледной до бледной. охра, или даже медного оттенка; иногда его разделяет экваториальная полоса (EB).[39] Объекты EZ движутся со скоростью примерно 390 км / ч относительно других широт.[40][41]

Южный тропический регион включает Южный экваториальный пояс (SEB) и Южную тропическую зону. Это, безусловно, самый активный регион на планете, так как в нем проживают самые сильные ретроградный струйный поток. SEB - обычно самый широкий и темный пояс на Юпитере; иногда он разделяется на зону (SEBZ) и может полностью исчезнуть каждые 3–15 лет, прежде чем снова появиться в так называемом цикле возрождения SEB. Через несколько недель или месяцев после исчезновения пояса образуется белое пятно и извергается темно-коричневый материал, который ветрами Юпитера растягивается в новый пояс. Последний раз пояс исчез в мае 2010 года.[42] Еще одна особенность SEB - длинная череда циклонических возмущений, следующих за Большим красным пятном. Как и NTropZ, STropZ - одна из самых заметных зон на планете; он не только содержит GRS, но и время от времени разрушается Южными тропическими нарушениями (STropD), разделением зоны, которое может быть очень долгоживущим; самый известный длился с 1901 по 1939 год.[43]

Это изображение с HST показывает редкую волновую структуру к северу от экватора планеты.[44]

Южно-умеренный регион или Южно-умеренный пояс (STB) - это еще один темный, заметный пояс, в большей степени, чем NTB; до марта 2000 года его наиболее известными чертами были долгоживущие белые овалы BC, DE и FA, которые с тех пор слились в Oval BA («Красный младший»). Овалы были частью южной умеренной зоны, но они простирались в STB, частично перекрывая ее.[6] STB иногда блекнет, по-видимому, из-за сложных взаимодействий между белыми овалами и GRS. Внешний вид Южно-умеренной зоны (STZ) - зоны, в которой возникли белые овалы, - сильно варьируется.[45]

На Юпитере есть и другие особенности, которые либо временны, либо трудны для наблюдения с Земли. Южно-Южный умеренный регион труднее различить даже, чем NNTR; его детали неуловимы и могут быть хорошо изучены только с помощью больших телескопов или космических кораблей.[46] Многие зоны и пояса имеют более временный характер и не всегда видны. К ним относятся Экваториальная полоса (EB),[47] Зона северного экваториального пояса (NEBZ, белая зона внутри пояса) и Зона Южного экваториального пояса (СЭБЗ).[48] Ремни также иногда раскалываются из-за внезапного сбоя. Когда возмущение разделяет обычно единичный пояс или зону, N или S добавляется, чтобы указать, является ли компонент северным или южным; например, NEB (N) и NEB (S).[49]

Динамика

2009
2010

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

Теории о динамике атмосферы Юпитера можно условно разделить на два класса: мелкие и глубокие. Первые считают, что наблюдаемая циркуляция в основном ограничена тонким внешним (погодным) слоем планеты, который перекрывает стабильную внутреннюю часть. Последняя гипотеза постулирует, что наблюдаемые атмосферные потоки являются лишь поверхностным проявлением глубоко укоренившейся циркуляции во внешней молекулярной оболочке Юпитера.[50] Поскольку у обеих теорий есть свои успехи и неудачи, многие ученые-планетологи считают, что истинная теория будет включать элементы обеих моделей.[51]

Мелкие модели

Первые попытки объяснить динамику атмосферы Юпитера относятся к 1960-м годам.[50][52] Отчасти они были основаны на земных метеорология, который к тому времени стал хорошо развитым. В этих неглубоких моделях предполагалось, что джеты на Юпитере движутся мелкомасштабными турбулентность, которая, в свою очередь, поддерживается влажной конвекцией во внешнем слое атмосферы (над водяными облаками).[53][54] Влажная конвекция - это явление, связанное с конденсацией и испарением воды, и одна из основных движущих сил земной погоды.[55] Создание струй в этой модели связано с хорошо известным свойством двумерной турбулентности - так называемым обратным каскадом, в котором небольшие турбулентные структуры (вихри) сливаются, образуя более крупные.[53] Конечный размер планеты означает, что каскад не может создавать структуры больше, чем некоторый характерный масштаб, который для Юпитера называется масштабом Рейна. Его существование связано с производством Россби волны. Этот процесс работает следующим образом: когда самые большие турбулентные структуры достигают определенного размера, энергия начинает течь в волны Россби, а не в более крупные структуры, и обратный каскад останавливается.[56] Поскольку на сферической быстро вращающейся планете соотношение дисперсии волн Россби анизотропный масштаб Рейнса в направлении, параллельном экватору, больше, чем в направлении, перпендикулярном ему.[56] Конечным результатом описанного выше процесса является производство крупномасштабных удлиненных структур, параллельных экватору. Их меридиональная протяженность соответствует фактической ширине струй.[53] Следовательно, в мелководных моделях вихри фактически питают струи и должны исчезать, слившись с ними.

Хотя эти модели погодного слоя могут успешно объяснить существование десятка узких струй, они имеют серьезные проблемы.[53] Ярким недостатком модели является прямая (супервращающаяся) экваториальная струя: за некоторыми редкими исключениями мелкие модели создают сильную ретроградную (субвращающуюся) струю, вопреки наблюдениям. Кроме того, струи нестабильны и со временем могут исчезнуть.[53] Мелкие модели не могут объяснить, как наблюдаемые атмосферные потоки на Юпитере нарушают критерии устойчивости.[57] Более сложные многослойные версии моделей погодного слоя обеспечивают более стабильную циркуляцию, но многие проблемы остаются.[58] Между тем Зонд Галилео обнаружили, что ветры на Юпитере простираются намного ниже водяных облаков при давлении 5–7 бар и не показывают никаких доказательств распада до уровня давления 22 бара, что означает, что циркуляция в атмосфере Юпитера может быть глубокой.[17]

Глубокие модели

Глубинная модель была впервые предложена Буссе в 1976 году.[59][60] Его модель была основана на другой известной особенности механики жидкости, Теорема Тейлора – Праудмена. Он утверждает, что в любом быстро вращающемся баротропный В идеальной жидкости потоки организованы в серию цилиндров, параллельных оси вращения. Условия теоремы, вероятно, выполняются в жидкой внутренней части Юпитера. Следовательно, мантия молекулярного водорода планеты может быть разделена на цилиндры, причем каждый цилиндр имеет независимую от других циркуляцию.[61] Те широты, где внешняя и внутренняя границы цилиндров пересекаются с видимой поверхностью планеты, соответствуют джетам; сами цилиндры рассматриваются как зоны и ремни.

Тепловое изображение Юпитера, полученное Инфракрасный телескоп НАСА

Глубинная модель легко объясняет сильную прямую струю, наблюдаемую на экваторе Юпитера; создаваемые им струи стабильны и не подчиняются критерию устойчивости 2D.[61] Однако у него есть серьезные трудности; он производит очень небольшое количество широких струй, и реалистичное моделирование трехмерных потоков невозможно по состоянию на 2008 год, а это означает, что упрощенные модели, используемые для обоснования глубокой циркуляции, могут не уловить важные аспекты динамика жидкостей внутри Юпитера.[61] Одна модель, опубликованная в 2004 году, успешно воспроизвела структуру полосовой струи Юпитера.[51] Предполагалось, что мантия молекулярного водорода тоньше, чем во всех других моделях; занимая только внешние 10% радиуса Юпитера.В стандартных моделях интерьера Юпитера мантия составляет 20–30% внешних.[62] Другая проблема - обеспечение глубокого кровообращения. Глубокие потоки могут быть вызваны как мелкими силами (например, влажной конвекцией), так и глубокой конвекцией на всей планете, которая переносит тепло из недр Юпитера.[53] Какой из этих механизмов важнее, пока не ясно.

Внутреннее тепло

Как известно с 1966 года,[63] Юпитер излучает гораздо больше тепла, чем получает от Солнца. По оценкам, отношение тепловой мощности, излучаемой планетой, к тепловой мощности, поглощаемой Солнцем, составляет 1.67 ± 0.09. внутренний поток горячего воздуха от Юпитера 5,44 ± 0,43 Вт / м2, тогда как полная излучаемая мощность равна 335 ± 26 петаватты. Последнее значение примерно равно одной миллиардной общей мощности, излучаемой Солнцем. Это избыточное тепло в основном является первичным теплом на ранних этапах формирования Юпитера, но отчасти может быть результатом осаждения гелия в ядре.[64]

В внутреннее тепло может иметь значение для динамики атмосферы Юпитера. В то время как Юпитер имеет небольшой наклон около 3 °, а его полюса получают гораздо меньше солнечной радиации, чем его экватор, температуры тропосферы существенно не меняются от экватора к полюсам. Одно из объяснений состоит в том, что конвективная внутренняя часть Юпитера действует как термостат, выделяя больше тепла около полюсов, чем в экваториальной области. Это приводит к равномерной температуре в тропосфере. При этом тепло от экватора переносится к полюсам в основном через атмосферу на Земле, на Юпитере глубокая конвекция уравновешивает высокая температура. Считается, что конвекция в интерьере Юпитера вызвана в основном внутренним теплом.[65]

Дискретные особенности

Вихри

Новые горизонты ИК-вид атмосферы Юпитера

Атмосфера Юпитера является домом для сотен вихри - круглые вращающиеся структуры, 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 на юге); антициклоны вращаются в обратном направлении. Однако, в отличие от земная атмосфера, на Юпитере антициклоны преобладают над циклонами - более 90% вихрей диаметром более 2000 км являются антициклонами.[66] Время жизни юпитерианских вихрей варьируется от нескольких дней до сотен лет в зависимости от их размера. Например, средний срок жизни антициклона диаметром от 1000 до 6000 км составляет 1–3 года.[67] 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 высоки. давление центры, а циклоны - низкого давления.[38]

Большое холодное пятно на Юпитере[68]
Юпитер облака
(Юнона; Октябрь 2017 г.)

Антициклоны в атмосфере Юпитера всегда ограничены зонами, где скорость ветра увеличивается по направлению от экватор к полюсам.[67] Обычно они яркие и выглядят как белые овалы.[8] Они могут въехать долгота, но оставаться примерно на той же широте, так как они не могут покинуть ограничительную зону.[11] Скорость ветра на их периферии около 100 м / с.[10] Разные антициклоны, расположенные в одной зоне, при сближении имеют тенденцию сливаться.[69] Однако у Юпитера есть два антициклона, которые несколько отличаются от всех остальных. Это Большое красное пятно (GRS)[9] и Овальный БА;[10] последний образовался только в 2000 году. В отличие от белых овалов, эти структуры красные, вероятно, из-за выемки красного материала из глубин планеты.[9] На Юпитере антициклоны обычно образуются в результате слияния более мелких структур, включая конвективные бури (см. Ниже),[67] хотя большие овалы могут возникать из-за нестабильности струй. Последнее наблюдалось в 1938–1940 гг., Когда в результате нестабильности южной умеренной зоны появилось несколько белых овалов; позже они объединились в Oval BA.[10][67]

В отличие от антициклонов, циклоны Юпитера имеют тенденцию быть небольшими, темными и неправильными структурами. Некоторые из более темных и регулярных черт известны как коричневые овалы (или значки).[66] Однако было высказано предположение о существовании нескольких долгоживущих больших циклонов. Помимо компактных циклонов, Юпитер имеет несколько крупных неровных пятен неправильной формы, которые демонстрируют циклоническое вращение.[8] Один из них расположен западнее ГРС (в его будить регион) в южном экваториальном поясе.[70] Эти пятна называются циклоническими регионами (CR). Циклоны всегда расположены в поясах и имеют тенденцию сливаться при встрече друг с другом, как и антициклоны.[67]

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

Большое красное пятно

Основная статья: Большое красное пятно
Большое красное пятно уменьшается в размерах (15 мая 2014 г.).[71]

Большое красное пятно (GRS) - стойкий антициклонический шторм, 22 ° к югу от экватора Юпитера; наблюдения с Земли показывают, что минимальная продолжительность шторма составляет 350 лет.[72][73] Шторм был описан как "постоянное пятно" Джан Доменико Кассини после наблюдения этого объекта в июле 1665 года со своим мастером по изготовлению инструментов Евстахио Дивини.[74] Согласно отчету Джованни Баттиста Риччоли В 1635 году Леандр Бандтиус, которого Риччоли назвал аббатом Данисбурга, обладавшим «необычным телескопом», наблюдал большое пятно, которое он описал как «овальное, равное одной седьмой диаметра Юпитера в самом длинном месте». По словам Риччоли, «эти детали редко можно увидеть, и то только в телескоп исключительного качества и увеличения».[75] Однако Великое пятно почти постоянно наблюдается с 1870-х годов.

GRS вращается против часовой стрелки с периодом около шести земных дней.[76] или 14Джовиан дней. Его размеры составляют 24 000–40 000 км с востока на запад и 12 000–14 000 км с севера на юг. Пятно достаточно велико, чтобы вместить две или три планеты размером с Землю. В начале 2004 года Большое Красное Пятно имело примерно половину долготы, чем сто лет назад, когда оно составляло 40 000 км в диаметре. При нынешних темпах сокращения он потенциально может стать круговым к 2040 году, хотя это маловероятно из-за эффекта искажения соседних струйных течений.[77] Неизвестно, как долго продлится пятно и является ли изменение результатом нормальных колебаний.[78]

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

Согласно исследованию ученых Калифорнийский университет в Беркли, между 1996 и 2006 годами пятно потеряло 15 процентов своего диаметра вдоль большой оси. Ксилар Эсей-Дэвис, который был в команде, проводившей исследование, отметил, что пятно не исчезает, потому что «скорость - более надежное измерение, потому что облака, связанные с красным пятном, также сильно зависят от множества других явлений в окружающей атмосфере. . "[79]

Инфракрасный данные уже давно указывают на то, что Большое Красное Пятно холоднее (и, следовательно, выше по высоте), чем большинство других облаков на планете;[80] в облака GRS находятся примерно на 8 км над окружающими облаками. Более того, тщательное отслеживание атмосферных особенностей показало, что пятно вращалось против часовой стрелки еще в 1966 году - наблюдения убедительно подтверждены первыми покадровыми видеороликами с Вояджер облет.[81] Пятно пространственно ограничено скромным восточным струйный поток (продвинутый) на юг и очень сильный западный (ретроградный) на север.[82] Хотя скорость ветра вокруг края пятна составляет около 120 м / с (432 км / ч), течения внутри него кажутся застойными с небольшим притоком или оттоком.[83] Период вращения пятна уменьшился со временем, возможно, в результате постоянного уменьшения его размера.[84] В 2010 году астрономы изобразили GRS в далекой инфракрасной области (от 8,5 до 24 мкм) с пространственным разрешением, более высоким, чем когда-либо прежде, и обнаружили, что его центральная, самая красная область теплее, чем ее окружение на 3–4K. Теплая воздушная масса находится в верхней тропосфере в диапазоне давлений 200–500 мбар. Это теплое центральное пятно медленно вращается в противоположных направлениях и может быть вызвано слабым проседанием воздуха в центре GRS.[85]

Широта Большого Красного Пятна оставалась стабильной на протяжении всех хороших наблюдений, обычно меняясь примерно на градус. Его долгота однако подвержен постоянным изменениям.[86][87] Поскольку видимые детали Юпитера не вращаются равномерно на всех широтах, астрономы определили три разные системы для определения долготы. Система II используется для широт более 10 ° и изначально была основана на средней скорости вращения Большого Красного Пятна 9 часов 55 минут 42 секунд.[88][89] Несмотря на это, с начала 19 века это пятно «касалось» планеты в Системе II как минимум 10 раз. Скорость его дрейфа резко изменилась с годами и была связана с яркостью Южного экваториального пояса, а также наличием или отсутствием Южно-тропического возмущения.[90]

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

Точно неизвестно, что вызывает красноватый цвет Большого красного пятна. Теории, подтвержденные лабораторными экспериментами, предполагают, что цвет может быть вызван сложными органическими молекулами, красным фосфором или еще одним соединением серы. GRS сильно различается по оттенку, от почти кирпично-красного до бледно-лососевого или даже белого. Более высокая температура самой красной центральной области - первое свидетельство того, что на цвет Пятна влияют факторы окружающей среды.[85] Пятно иногда исчезает из видимого спектра, становясь заметным только через впадину Красного пятна, которая является ее нишей в Южном экваториальном поясе (ЮЭБ). Заметность GRS очевидно связана с появлением SEB; когда пояс ярко-белый, пятно обычно темное, а когда темно, пятно обычно светлое. Периоды, когда пятно темное или светлое, случаются нерегулярно; за 50 лет с 1947 по 1997 г. пятно было самым темным в периоды 1961–1966, 1968–1975, 1989–1990 и 1992–1993.[91] В ноябре 2014 года анализ данных миссии НАСА «Кассини» показал, что красный цвет, вероятно, является результатом разрушения простых химических веществ под действием солнечного ультрафиолетового излучения в верхних слоях атмосферы планеты.[92][93][94]

Большое красное пятно не следует путать с Большим темным пятном - особенностью, наблюдаемой около северного полюса Юпитера в 2000 г. Кассини – Гюйгенс космический корабль.[95] Особенность в атмосфере Нептун также называли Большое темное пятно. Последняя особенность, изображенная Вояджер 2 в 1989 г. это могла быть атмосферная дыра, а не буря. В 1994 году его уже не было, хотя похожее пятно появилось севернее.[96]

Овальный БА

Овал БА (слева)

Овал BA - это красная буря в южном полушарии Юпитера, похожая по форме на Большое красное пятно (хотя и меньшее по размеру) (его часто ласково называют «Красное пятно-младший», «Красное младшее» или «Маленькое красное пятно»). ). Овал BA - особенность Южного умеренного пояса - впервые был замечен в 2000 году после столкновения трех небольших белых штормов и с тех пор усилился.[97]

Образование трех белых овальных штормов, которые позже слились в Овальный BA, можно проследить до 1939 года, когда Южную умеренную зону разорвали темные детали, которые фактически разделили зону на три длинных участка. Наблюдатель с Юпитера Элмер Дж. Риз обозначил темные участки AB, CD и EF. Рифты расширились, сжав оставшиеся сегменты STZ в белые овалы FA, BC и DE.[98] Овалы BC и DE объединились в 1998 году, образовав Oval BE. Затем, в марте 2000 года, BE и FA объединились, образовав Oval BA.[97] (видеть Белые овалы, ниже)

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

Овал БА начал медленно краснеть в августе 2005 года.[99] 24 февраля 2006 г. Филиппинский Астроном-любитель Кристофер Го обнаружил изменение цвета, отметив, что оно достигло того же оттенка, что и GRS.[99] В результате писатель НАСА доктор Тони Филлипс предложил назвать его «Красное пятно-младший». или "Красный младший"[100]

В апреле 2006 года группа астрономов, полагая, что Овал BA может сходиться с GRS в этом году, наблюдала штормы через Космический телескоп Хаббла.[101] Штормы сменяют друг друга примерно каждые два года, но прошедшие 2002 и 2004 годы не принесли ничего интересного. Доктор Эми Саймон -Миллер, из Центр космических полетов Годдарда, предсказал, что ближайшее время штормы пройдут 4 июля 2006 года.[101] 20 июля были сфотографированы две бури, проходящие мимо друг друга. Обсерватория Близнецов без схождения.[102]

Почему Овал БА стал красным - не понятно. Согласно исследованию 2008 года, проведенному доктором Сантьяго Перес-Ойос из Университета Страны Басков, наиболее вероятным механизмом является «восходящая и внутренняя диффузия либо окрашенного соединения, либо пара покрытия, который может позже взаимодействовать с солнечными фотонами высокой энергии на верхние уровни Овального БА ».[103] Некоторые считают, что небольшие бури (и соответствующие им белые пятна) на Юпитере становятся красными, когда ветры становятся достаточно мощными, чтобы втягивать определенные газы из глубины атмосферы, которые меняют цвет, когда эти газы подвергаются воздействию солнечного света.[104]

Овал BA становится все сильнее по наблюдениям космического телескопа Хаббл в 2007 году. Скорость ветра достигла 618 км / ч; примерно так же, как в Большом Красном Пятне, и намного сильнее, чем любой из предшествующих штормов.[105][106] По состоянию на июль 2008 года его размер составляет примерно диаметр земной шар - примерно вдвое меньше Большого Красного Пятна.[103]

Овальную БА не следует путать с другим сильным штормом на Юпитере, Южным тропическим маленьким красным пятном (LRS) (которое НАСА прозвало «детским красным пятном»).[107]), который был уничтожен ГРС.[104] Новый шторм, который ранее был белым пятном на снимках телескопа Хаббла, стал красным в мае 2008 года. Наблюдения проводились под руководством Имке де Патер из Калифорнийский университет в Беркли, США.[108] Красное пятно младенца столкнулось с GRS в конце июня - начале июля 2008 г., и в ходе столкновения меньшее красное пятно было разорвано на части. Остатки Детского Красного Пятна сначала отправились на орбиту, а затем были поглощены GRS. Последние из остатков красноватого цвета, которые были идентифицированы астрономами, исчезли к середине июля, а оставшиеся части снова столкнулись с GRS, а затем окончательно слились с более крупным штормом. Остальные части Baby Red Spot полностью исчезли к августу 2008 года.[107] Во время этой встречи Овал Б.А. присутствовал поблизости, но не сыграл очевидной роли в разрушении Красного Пятна.[107]

Бури и молнии

Молния на ночной стороне Юпитера, полученная орбитальным аппаратом "Галилео" в 1997 году.
Юпитер - южные бури - JunoCam[109]

Бури на Юпитере похожи на грозы на земле. Они проявляются в виде ярких комковатых облаков размером около 1000 км, которые время от времени появляются в циклонических областях поясов, особенно в пределах сильных западных (ретроградных) джетов.[110] В отличие от вихрей, штормы - явление недолговечное; самые сильные из них могут существовать несколько месяцев, а средняя продолжительность жизни составляет всего 3–4 дня.[110] Считается, что они в основном связаны с влажной конвекцией в тропосфере Юпитера. Штормы на самом деле представляют собой высокие конвективные колонны (перья ), которые переносят влажный воздух из глубин в верхнюю часть тропосферы, где он конденсируется в облака. Типичная вертикальная протяженность юпитерианских штормов составляет около 100 км; поскольку они простираются от уровня давления около 5–7 бар, где находится основание гипотетического слоя водяных облаков, до 0,2–0,5 бар.[111]

Штормы на Юпитере всегда связаны с молния. Изображение ночного полушария Юпитера Галилео и Кассини космический аппарат обнаружил регулярные световые вспышки в поясах Юпитера и вблизи мест расположения западных струй, особенно на широтах 51 °, 56 ° и 14 ° южной широты.[112] На Юпитере удары молнии в среднем в несколько раз мощнее, чем на Земле. Однако они встречаются реже; свет мощность излучаемый из данной области аналогичен таковому на Земле.[112] Несколько вспышек были обнаружены в полярных регионах, что сделало Юпитер второй известной планетой после Земли, на которой наблюдаются полярные молнии.[113] А СВЧ-радиометр (Юнона) обнаружили гораздо больше в 2018 году.

Каждые 15–17 лет на Юпитере случаются особенно сильные штормы. Они появляются на 23 ° северной широты, где находится самая сильная струя на восток, достигающая 150 м / с. В последний раз подобное событие наблюдалось в марте – июне 2007 г.[111] Два шторма возникли в северном умеренном поясе, разнесенном по долготе на 55 °. Они сильно повредили пояс. Темный материал, который был унесен штормом, смешался с облаками и изменил цвет пояса. Штормы двигались со скоростью до 170 м / с, немного быстрее, чем сама струя, что намекало на существование сильных ветров глубоко в атмосфере.[111][d]

Циркумполярные циклоны

JIRAM изображение южных КТК

Другой примечательной особенностью Юпитера являются циклоны у северного и южного полюсов планеты. Они называются циркумполярными циклонами (ЦПК), и они наблюдались космическим аппаратом Juno с использованием JunoCam и JIRAM. Циклоны наблюдались только в течение относительно короткого времени из перихов 1-15, что составляет приблизительно 795 дней или два года. Северный полюс имеет восемь циклонов, движущихся вокруг центрального циклона (NPC), в то время как южный полюс имеет только пять циклонов вокруг центрального циклона (SPC) с промежутком между первым и вторым циклонами.[114] Циклоны выглядят как ураганы на Земле с висящими спиральными рукавами и более плотным центром, хотя между центрами есть различия в зависимости от конкретного циклона. Северные ЦТК обычно сохраняют свою форму и положение по сравнению с южными ЦТК, и это может быть связано с более высокими скоростями ветра, которые наблюдаются на юге, где средняя скорость ветра составляет от 80 до 90 м / с. Хотя среди южных ЦТК наблюдается большее движение, они, как правило, сохраняют пятиугольную структуру относительно полюса. Также было замечено, что угловая скорость ветра увеличивается по мере приближения к центру, а радиус становится меньше, за исключением одного циклона на севере, который может иметь вращение в противоположном направлении. Разница в количестве циклонов на севере по сравнению с югом связана с размером циклонов. Южные ЦТК, как правило, больше, с радиусами от 5600 км до 7000 км, а северные ЦТК - от 4000 до 4600 км.[115]

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

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

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

Ложное цветное изображение экваториальной горячей точки

Нарушения

Нормальный рисунок полос и зон иногда нарушается на время. Один особый класс нарушений - это долгоживущие затемнения в южной тропической зоне, обычно называемые «южными тропическими нарушениями» (ЗППП). Самая долгоживущая ЗППП в зарегистрированной истории наблюдалась с 1901 по 1939 год, когда впервые была замечена Перси Б. Молсуорт 28 февраля 1901 года. Оно приняло форму затемнения над частью обычно яркой южно-тропической зоны. С тех пор было зарегистрировано несколько подобных нарушений в южной тропической зоне.[116]

Горячие точки

Одной из самых загадочных особенностей атмосферы Юпитера являются горячие точки. В них воздух относительно свободен от облаков, и тепло может уходить из глубины без особого поглощения. На инфракрасных изображениях, полученных на длине волны около 5 мкм, пятна выглядят как яркие пятна.[38] Они преимущественно расположены в поясах, хотя на северной окраине экваториальной зоны есть череда заметных горячих точек. В Галилео Зонд спустился в одно из тех экваториальных мест. Каждому экваториальному пятну соответствует яркое облачное шлейф расположен к западу от него и достигает размеров до 10 000 км.[6] Горячие точки обычно имеют круглую форму, хотя и не похожи на вихри.[38]

Происхождение горячих точек неясно. Они могут быть либо нисходящие потоки, где нисходящий воздух адиабатически нагретые и высушенные или, альтернативно, они могут быть проявлением волн планетарного масштаба. Последняя гипотеза объясняет периодичность экваториальных пятен.[6][38]

История наблюдений

Основная статья: Исследование Юпитера
Покадровая последовательность от приближения Вояджер 1 к Юпитеру

Ранние современные астрономы с помощью небольших телескопов зафиксировали изменение внешнего вида атмосферы Юпитера.[23] Их описательные термины - пояса и зоны, коричневые и красные пятна, плюмажи, баржи, фестоны и серпантины - все еще используются.[117] Другие термины, такие как завихренность, вертикальное движение, высота облаков, вошли в обиход позже, в 20 веке.[23]

Первые наблюдения атмосферы Юпитера с более высоким разрешением, чем это возможно с помощью земных телескопов, были проведены Пионер 10 и 11 космический корабль. Первые по-настоящему подробные изображения атмосферы Юпитера были получены от Путешественники.[23] Два космических корабля могли снимать детали с разрешением всего 5 км в различных спектрах, а также создавать "фильмы приближения" атмосферы в движении.[23] В Зонд Галилео, который страдал от проблемы с антенной, видел меньше атмосферы Юпитера, но с лучшим средним разрешением и более широкой спектральной полосой.[23]

Сегодня астрономы имеют доступ к непрерывным записям атмосферной активности Юпитера благодаря телескопам, таким как космический телескоп Хаббла. Они показывают, что атмосфера иногда подвергается сильным возмущениям, но в целом она удивительно стабильна.[23] Вертикальное движение атмосферы Юпитера во многом определялось идентификацией газовых примесей наземными телескопами.[23] Спектроскопический исследования после столкновения Комета Шумейкера – Леви 9 дал представление о составе Юпитера под верхушками облаков. Наличие двухатомных сера (S2) и сероуглерод (CS2) - первое обнаружение любого из них на Юпитере и только второе обнаружение S2 в любом астрономический объект - вместе с другими молекулами, такими как аммиак (NH3) и сероводород (ЧАС2S), а кислород -содержащие молекулы, такие как диоксид серы не были обнаружены, к удивлению астрономов.[118]

В Галилео атмосферный зонд, когда он погрузился в Юпитер, измерил ветер, температуру, состав, облака и уровни радиации до 22 бар. Однако ниже 1 бара в другом месте на Юпитере есть неопределенность в количествах.[23]

Исследования Большого Красного Пятна

Более узкий вид Юпитера и Большого Красного Пятна со стороны Вояджер 1 в 1979 г.

Первое появление GRS часто приписывают Роберт Гук, описавший точку на планете в мае 1664 г .; однако вполне вероятно, что точка Гука вообще находилась не в том поясе (Северный экваториальный пояс по сравнению с нынешним местоположением в Южном экваториальном поясе). Намного убедительнее Джованни Кассини "постоянное место" в следующем году.[119] При колебаниях видимости пятно Кассини наблюдали с 1665 по 1713 год.[120]

Небольшая загадка связана с пятном Юпитера, изображенным около 1700 года на холсте. Донато Крети, который выставлен в Ватикан.[121][122] Это часть серии панелей, на которых различные (увеличенные) небесные тела служат фоном для различных итальянских сцен, создание всех из которых осуществляется под наблюдением астронома. Евстахио Манфреди для точности. Картина Крети - первая известная картина, на которой GRS изображен красным цветом. До конца 19 века ни один объект Юпитера официально не описывался как красный.[122]

Настоящая GRS была впервые замечена только после 1830 года и хорошо изучена только после заметного появления в 1879 году.118-летний разрыв отделяет наблюдения, сделанные после 1830 года, от открытия 17-го века; Неизвестно, рассеялось ли и сформировалось ли исходное пятно заново, потускнело или даже данные наблюдений были просто плохими.[91] Более старые пятна имели короткую историю наблюдений и более медленные движения, чем у современного пятна, что делает их идентичность маловероятной.[121]

Хаббла Широкоугольная камера 3 взял область GRS в ее самом маленьком размере.

25 февраля 1979 г., когда Вояджер 1 космический корабль находился в 9,2 миллиона километров от Юпитера, он передал на Землю первое подробное изображение Большого Красного Пятна. Были видны детали облаков диаметром 160 км. Красочный волнистый узор облаков, видимый к западу (слева) от GRS, - это область следа от пятна, где наблюдаются чрезвычайно сложные и переменные движения облаков.[123]

Белые овалы

Белые овалы, которые позже сформировали Овал BA, отображенные Орбитальный аппарат Галилео в 1997 г.

Белые овалы, которые должны были стать Овальными БА, образовались в 1939 году. Они покрывали почти 90 градусы из долгота вскоре после их образования, но быстро сократился в течение их первого десятилетия; их длина стабилизировалась на уровне 10 градусов или меньше после 1965 года.[124] Хотя они возникли как сегменты STZ, они эволюционировали и полностью встроились в Южно-умеренный пояс, предполагая, что они двинулись на север, «копая» нишу в STB.[125] Действительно, как и GRS, их тиражи ограничивались двумя противоположными струи на их северных и южных границах, с направленной на восток струей на север и ретроградной на запад на юге.[124]

На продольное движение овалов, по-видимому, влияли два фактора: положение Юпитера в его окружении. орбита (они стали быстрее на афелий ) и их близость к GRS (они ускорялись, находясь в пределах 50 градусов от Пятна).[126] Общая тенденция скорости дрейфа белого овала заключалась в замедлении с уменьшением вдвое между 1940 и 1990 годами.[127]

Вовремя Вояджер пролетая мимо, овалы простирались примерно на 9000 км с востока на запад, на 5000 км с севера на юг и менялись каждые пять дней (по сравнению с шестью днями для GRS в то время).[128]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Высота шкалы ш определяется как ш = RT/(Mgj), куда р = 8,31 Дж / моль / К это газовая постоянная, M ≈ 0,0023 кг / моль средняя молярная масса в атмосфере Юпитера,[4] Т это температура и граммj ≈ 25 м / с2 - 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. ^ В Галилео Атмосферный зонд не смог измерить глубокое содержание кислорода, потому что концентрация воды продолжала увеличиваться 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 содержание кислорода на глубине действительно превышает солнечное значение примерно в 3 раза, что очень похоже на другие элементы.[2]
  3. ^ Предлагались различные объяснения переизбытка углерода, кислорода, азота и других элементов. Главный из них - Юпитер захватил большое количество ледяных планетезимали на более поздних стадиях его наращивания. Считается, что летучие вещества, такие как благородные газы, улавливаются клатрат гидраты в водяном льду.[2]
  4. ^ НАСА Космический телескоп Хаббла записанный 25 августа 2020 года шторм, движущийся вокруг планеты со скоростью 350 миль в час (560 км / ч).[129] Кроме того, исследования из Калифорнийский технологический институт сообщил, что штормы на Юпитере похожи на штормы на Земле, которые формируются близко к экватору, а затем движутся к полюсам. Однако штормы Юпитера не испытывают никакого трения со стороны суши или океанов; следовательно, они дрейфуют, пока не достигнут полюсов, которые создают так называемые многоугольник бури.[130]

Рекомендации

  1. ^ "Хаббл делает портрет Юпитера крупным планом". spacetelescope.org. ESO /Хаббл Медиа. 6 апреля 2017 г.. Получено 10 апреля 2017.
  2. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м п о п q Атрея Махаффи Ниманн и др. 2003 г..
  3. ^ а б c d Гийо (1999)
  4. ^ а б c d е ж грамм Sieff и другие. (1998)
  5. ^ Атрея и Вонг 2005.
  6. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м Ингерсолл (2004), стр. 2–5
  7. ^ а б c Васавада (2005), п. 1942–1974
  8. ^ а б c d Васавада (2005), п. 1974 г.
  9. ^ а б c Васавада (2005), стр. 1978–1980 гг.
  10. ^ а б c d Васавада (2005), стр. 1980–1982
  11. ^ а б c d Васавада (2005), п. 1976 г.
  12. ^ Smith, Bradford A .; Содерблом, Лоуренс А .; Джонсон, Торренс В .; Ингерсолл, Эндрю П .; Коллинз, Стюарт А .; Сапожник, Юджин М .; Хант, Г. Э .; Масурский, Гарольд; Карр, Майкл Х. (1979-06-01). "Система Юпитера глазами" Вояджера-1 ". Наука. 204 (4396): 951–972. Bibcode:1979Наука ... 204..951С. Дои:10.1126 / science.204.4396.951. ISSN  0036-8075. PMID  17800430. S2CID  33147728.
  13. ^ а б Ингерсолл (2004), стр. 13–14
  14. ^ Йелль (2004), п. 1
  15. ^ а б c d е ж Миллер Эйлуорд и др. 2005 г..
  16. ^ а б c Ингерсолл (2004), стр. 5–7
  17. ^ а б c Ингерсолл (2004), п. 12
  18. ^ а б Йелль (2004), стр. 15–16
  19. ^ а б c Атрея Вонг Бейнс и др. 2005 г..
  20. ^ а б Атрея Вонг Оуэн и др. 1999 г..
  21. ^ а б Запад и другие. (2004), стр. 9–10, 20–23
  22. ^ а б Васавада (2005), п. 1937 г.
  23. ^ а б c d е ж грамм час я Ингерсолл (2004), п. 8
  24. ^ а б Йелль (2004), стр. 1–12
  25. ^ Йелле (2004), стр. 22–27
  26. ^ а б Бхардвадж и Гладстон 2000 С. 299–302.
  27. ^ Макдауэлл, Джонатан (1995-12-08). "Космический отчет Джонатана, № 267". Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. Архивировано из оригинал на 2011-08-10. Получено 2007-05-06.
  28. ^ а б c Энкреназ 2003.
  29. ^ Kunde и другие. (2004)
  30. ^ Сандерс, Роберт (22 марта 2010 г.). «Гелиевый дождь на Юпитере объясняет отсутствие неона в атмосфере». Университет Беркли. Получено 24 июля 2012.
  31. ^ а б Роджерс (1995), п. 81.
  32. ^ а б Ингерсолл (2004), п. 5
  33. ^ Graney (2010)
  34. ^ Роджерс (1995), стр. 85, 91–4.
  35. ^ а б c d Роджерс (1995) С. 101–105.
  36. ^ Роджерс (1995), стр.113–117.
  37. ^ Роджерс (1995) С. 125–130.
  38. ^ а б c d е Васавада (2005), стр. 1987–1989
  39. ^ Роджерс (1995) С. 133, 145–147.
  40. ^ Роджерс (1995), п. 133.
  41. ^ Биби (1997), п. 24.
  42. ^ Нэнси Аткинсон (2010). "Юпитер, он меняется". Вселенная сегодня. Получено 2010-12-24.
  43. ^ Роджерс (1995), стр. 159–160
  44. ^ «Планетарный портрет Хаббла отражает изменения в Большом красном пятне Юпитера». Получено 15 октября 2015.
  45. ^ Роджерс (1995), стр. 219–221, 223, 228–229.
  46. ^ Роджерс (1995), п. 235.
  47. ^ Роджерс и другие. (2003)
  48. ^ Роджерс и Метиг (2001)
  49. ^ Ридпат (1998)
  50. ^ а б Васавада (2005), стр. 1943–1945
  51. ^ а б Heimpel и другие. (2005)
  52. ^ См. E. грамм., Ingersoll и другие. (1969)
  53. ^ а б c d е ж Васавада (2005), стр. 1947–1958
  54. ^ Ингерсолл (2004), стр. 16–17
  55. ^ Ингерсолл (2004), стр. 14–15
  56. ^ а б Васавада (2005), п. 1949 г.
  57. ^ Васавада (2005), стр. 1945–1947.
  58. ^ Васавада (2005), стр. 1962–1966
  59. ^ Васавада (2005), п. 1966 г.
  60. ^ Буссе (1976)
  61. ^ а б c Васавада (2005), стр. 1966–1972
  62. ^ Васавада (2005), п. 1970 г.
  63. ^ Низкий (1966)
  64. ^ Перл Конрат и др. 1990 г. С. 12, 26.
  65. ^ Ингерсолл (2004), стр. 11, 17–18
  66. ^ а б Васавада (2005), п. 1978 г.
  67. ^ а б c d е Васавада (2005), п. 1977 г.
  68. ^ «На Юпитере обнаружено Большое холодное пятно». www.eso.org. Получено 17 апреля 2017.
  69. ^ Васавада (2005), п. 1975 г.
  70. ^ Васавада (2005), п. 1979 г.
  71. ^ Harrington, J.D .; Уивер, Донна; Вильярд, Рэй (15 мая 2014 г.). "Выпуск 14-135 - Хаббл НАСА показывает, что Большое красное пятно на Юпитере меньше, чем когда-либо измерялось". НАСА. Получено 16 мая, 2014.
  72. ^ Персонал (2007). "Технические данные Юпитера - SPACE.com". Имагинова. В архиве из оригинала 11 мая 2008 г.. Получено 2008-06-03.
  73. ^ Аноним (10 августа 2000 г.). «Солнечная система - планета Юпитер - Большое красное пятно». Кафедра физики и астрономии - Университет Теннесси. В архиве из оригинала 7 июня 2008 г.. Получено 2008-06-03.
  74. ^ Роджерс, Джон Хуберт (1995). Гигантская планета Юпитер. Издательство Кембриджского университета. п. 6. ISBN  978-0-521-41008-3.
  75. ^ Graney (2010), стр. 266.
  76. ^ Смит и другие. (1979), п. 954.
  77. ^ Ирвин, 2003, стр. 171
  78. ^ Битти (2002)
  79. ^ Бритт, Роберт Рой (2009-03-09). "Большое красное пятно Юпитера сжимается". Space.com. В архиве из оригинала 11 марта 2009 г.. Получено 2009-02-04.
  80. ^ Роджерс (1995), п. 191.
  81. ^ Роджерс (1995) С. 194–196.
  82. ^ Биби (1997), п. 35.
  83. ^ Роджерс (1995), п. 195.
  84. ^ Роджерс, Джон (30 июля 2006 г.). «Промежуточные отчеты о STB (овал BA, проходящий через GRS), STropB, GRS (измеренное внутреннее вращение), EZ (S. Eq. Disturbance; резкое затемнение; взаимодействия NEB) и NNTB». Британская астрономическая ассоциация. Получено 2007-06-15.
  85. ^ а б Флетчер (2010), п. 306
  86. ^ Риз и Гордон (1966)
  87. ^ Роджерс (1995), 192–193.
  88. ^ Камень (1974)
  89. ^ Роджерс (1995) С. 48, 193.
  90. ^ Роджерс (1995), п. 193.
  91. ^ а б Биби (1997) С. 38–41.
  92. ^ Большое красное пятно Юпитера - это солнечный ожог? NASA.com 28 ноября 2014 г.
  93. ^ Красное пятно Юпитера - скорее всего, солнечный ожог, а не румянец NASA.com, 11 ноября 2014 г.
  94. ^ Лоффер, Марк Дж .; Хадсон, Реджи Л. (2018). «Раскрашивание облаков Юпитера: Радиолиз гидросульфида аммония (NH4SH)». Икар. 302: 418–425. Дои:10.1016 / j.icarus.2017.10.041.
  95. ^ Филлипс, Тони (12 марта 2003 г.). "Большое темное пятно". Наука в НАСА. Архивировано из оригинал 15 июня 2007 г.. Получено 2007-06-20.
  96. ^ Hammel и другие. (1995), п. 1740 г.
  97. ^ а б Санчес-Лавега и другие. (2001)
  98. ^ Роджерс (1995), п. 223.
  99. ^ а б Идти и другие. (2006)
  100. ^ Филлипс, Тони (3 марта 2006 г.). "Новое красное пятно Юпитера". НАСА. Архивировано из оригинал 19 октября 2008 г.. Получено 2008-10-16.
  101. ^ а б Филлипс, Тони (5 июня 2006 г.). «Сходятся огромные бури». Наука @ НАСА. Архивировано из оригинал 2 февраля 2007 г.. Получено 2007-01-08.
  102. ^ Мишо, Питер (20 июля 2006 г.). "Близнецы запечатлели близкую встречу красных пятен Юпитера". Обсерватория Близнецов. Получено 2007-06-15.
  103. ^ а б "Из-за диффузии красное пятно Юпитера-младшего стало окрашиваться". ScienceDaily. 26 сентября 2008 г. В архиве из оригинала 30 сентября 2008 г.. Получено 2008-10-16.
  104. ^ а б Фонтан, Генри (22 июля 2008 г.). «На Юпитере, битва красных пятен с потерей младенца». Нью-Йорк Таймс. Получено 2010-06-18.
  105. ^ Бакли, М. (20 мая 2008 г.). "Штормовой ветер дует в маленьком красном пятне Юпитера". Лаборатория прикладной физики Джона Хопкинса. Архивировано из оригинал 26 марта 2012 г.. Получено 16 октября, 2008.
  106. ^ Штайгервальд, Билл (10 октября 2006 г.). "Маленькое красное пятно Юпитера становится сильнее". Космический центр имени Годдарда НАСА. В архиве из оригинала 1 ноября 2008 г.. Получено 2008-10-16.
  107. ^ а б c Роджерс, Джон Х. (8 августа 2008 г.). «Столкновение Красного пятна и Большого красного пятна: Часть 2». Британская астрономическая ассоциация. Получено 2008-11-29.
  108. ^ Шига, Дэвид (22 мая 2008 г.). «Третье красное пятно вспыхивает на Юпитере». Новый ученый. В архиве из оригинала 5 июля 2008 г.. Получено 2008-05-23.
  109. ^ Чанг, Кеннет (25 мая 2017 г.). "Миссия НАСА к Юпитеру раскрывает" совершенно новое и неожиданное'". Нью-Йорк Таймс. Получено 27 мая, 2017.
  110. ^ а б Васавада (2005), стр. 1982, 1985–1987 гг.
  111. ^ а б c Санчес-Лавега и другие. (2008), стр. 437–438
  112. ^ а б Васавада (2005), стр. 1983–1985
  113. ^ Baines Simon-Miller et al. 2007 г., п. 226.
  114. ^ Табатаба-Вакили, Ф .; Rogers, J.H .; Eichstädt, G .; Ортон, Г.С.; Hansen, C.J .; Momary, T.W .; Sinclair, J.A .; Giles, R.S .; Caplinger, M.A .; Ravine, M.A .; Болтон, С.Дж. (Январь 2020 г.). «Долгосрочное отслеживание циркумполярных циклонов на Юпитере по полярным наблюдениям с помощью JunoCam». Икар. 335: 113405. Дои:10.1016 / j.icarus.2019.113405. ISSN  0019-1035.
  115. ^ Адриани, А .; Мура, А .; Ортон, G .; Hansen, C .; Altieri, F .; Moriconi, M. L .; Rogers, J .; Eichstädt, G .; Момары, Т .; Ingersoll, A. P .; Филаккионе, Г. (март 2018 г.). «Скопления циклонов, окружающие полюса Юпитера». Природа. 555 (7695): 216–219. Дои:10.1038 / природа25491. ISSN  0028-0836. PMID  29516997. S2CID  4438233.
  116. ^ Макким (1997)
  117. ^ Ингерсолл (2004), п. 2
  118. ^ Нолл (1995), п. 1307
  119. ^ Роджерс (1995), п. 6.
  120. ^ Роджерс (2008), стр.111–112
  121. ^ а б Роджерс (1995), п. 188
  122. ^ а б Хоккей, 1999 г. С. 40–41.
  123. ^ Смит и другие. (1979) С. 951–972.
  124. ^ а б Роджерс (1995), стр. 224–5.
  125. ^ Роджерс (1995), п. 226–227.
  126. ^ Роджерс (1995), п. 226.
  127. ^ Роджерс (1995), п. 225.
  128. ^ Биби (1997), п. 43.
  129. ^ "Новый взгляд на штормы Юпитера". НАСА. 17 сентября 2020.
  130. ^ Ченг Ли; Эндрю П. Ингерсолл; Александра П. Клипфель; Гарриет Бреттл (2020). «Моделирование устойчивости полигональных узоров вихрей на полюсах Юпитера, обнаруженных космическим кораблем Juno». PNAS. Дои:10.1073 / pnas.2008440117.

Цитированные источники

дальнейшее чтение

внешняя ссылка