Что находится в атмосфере юпитера
Атмосфера Юпитера
По своему составу атмосфера Юпитера близка к Солнцу, планету еще называют «несостоявшейся звездой», но её масса слишком мала для возникновения термоядерных реакций, обеспечивающих энергию светил.
Химический состав
14-кадровая анимация показывает циркуляцию атмосферы Юпитера
Слои атмосферы
Материалы по теме
Впечатляющие масштабы Юпитера
С продвижением вверх, температурные показатели увеличиваются и в термосфере достигают 725 градусов, а давление падает. В этой зоне возникает яркое полярное сияние, заметное с Земли.
Циркуляция воздушных масс
Движение атмосферы Юпитера определяется двумя факторами: высокой скоростью вращения вокруг оси, которая составляет 10 часов, и восходящими потоками, возникающими при отдаче внутреннего тепла. Чередующиеся полосы зон и поясов выстраиваются параллельно экватору. Местные ветра изменяют скорость и направление с увеличением широты. На экваторе воздушные массы движутся со скоростью до 140 м/с и совершают суточный оборот на 5 минут быстрее, чем умеренные области. У полюсов ветра стихают.
Зоны возникают благодаря восходящим потокам. Здесь наблюдается увеличение давления, а светлую окраску облакам придают застывшие кристаллы аммиака. Температурные показания зон – ниже, а видимая поверхность – выше, чем у поясов, которые представляют собой нисходящие потоки. Темный цвет нижнего слоя облаков формируют коричневые кристаллы гидросульфида аммония. Движение во всех полосах устойчиво и не меняет свое направление. При соприкосновении зон и поясов возникает сильная турбулентность, рождающая мощные вихри.
Большое Красное Пятно (БКП)
Обработанный снимок Большого Красного Пятна на Юпитере
На протяжении 300 лет астрономы наблюдают уникальное явление – ураган, превосходящий по размеру Землю. Окраинные зоны Большого Красного Пятна создают хаотичное завихрение облаков, но ближе к центру движение замедляется. Температура образования ниже, чем у других областей. Оно движется со скоростью 360 км/ч против часовой стрелки, полный оборот вокруг планеты совершает за 6 суток. За столетие границы антициклона уменьшились вдвое. Замечено БКП было в 1665 году Дж. Кассини, но момент его возникновения не установлен, так что возраст урагана может быть больше, чем принято считать.
Исследования
Юпитер, снимок зонда Вояджер-1
Первым аппаратом, который посетил Юпитер, стал «Пионер-10» в 1971 году. Он передал снимки планеты и спутников, измерил показатели магнитного поля. Аппаратура зонда обнаружила значительное излучение внутреннего тепла Юпитера. Полет «Вояджера — 1» дал несколько тысяч качественных снимков газового гиганта, сведения о верхних областях атмосферы.
Материалы по теме
Юпитер — самая массивная планета
Наибольший вклад в изучение Юпитера внесла миссия «Галилео», продолжавшаяся 8 лет. Спуск аппарата предоставил сведения о внутренних слоях атмосферы. Были найдены «сухие» области, где содержание воды меньше обычного в 100 раз, «горячие пятна», образованные тонким участком облаков, проведен анализ химических составляющих. Лучшие снимки планеты выполнил «Кассини», благодаря им составлена подробная карта.
Факты и тайны
Наблюдения за Юпитером ведутся с древних времен, но он по-прежнему полон загадок. Самая значительная по размерам планета Солнечной системы не зря получила имя верховного бога Рима. Ее масса в 2 раза больше, чем всех остальных планет, сложенных вместе. Газовый гигант вращается вокруг оси быстрее всех, имеет самое мощное магнитное поле, его грандиозный ураган БКП наблюдается с Земли, а молнии могут достигать 1000 км. Цвет и природа длительного антициклона не имеют объяснения, как и многие факты, известные о Юпитере.
Одной из постоянных тем дискуссий является возможность появления жизни в атмосфере планеты. Мощнейшие электрические разряды и умеренные температурные показатели могут способствовать формированию сложных органических соединений под плотным слоем облаков, но жидкое состояние поверхности и минимальное содержание воды исключают наличие известных жизненных форм.
Похожие статьи
Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!
Атмосфера Юпитера
Атмосфера Юпитера настолько непрозрачна, что её нижние слои не видны. Чёткой нижней границы у атмосферы нет, она плавно переходит в океан из жидкого водорода. [2] Различают следующие слои атмосферы (снизу вверх): тропосфера, стратосфера, термосфера и экзосфера. Каждый слой имеет свой характерный температурный градиент. [3] Самый нижний слой, тропосфера, содержит сложную систему из облаков и туманов, включая слои аммиака, гидросульфида аммония и воды. [4] Верхние аммиачные облака, наблюдаемые на «поверхности» Юпитера, организованы в многочисленные полосы, параллельные экватору, и ограниченные сильными зональными атмосферными потоками (ветрами), известными как «джеты» или «струи». Полосы имеют различную окраску: более тёмные полосы принято называть «поясами», а светлые — «зонами». Зоны, области атмосферного аппвелинга (восходящие атмосферные потоки) более холодны, чем пояса (области нисходящих атмосферных потоков). [5] Предполагают, что своей более светлой окраской зоны обязаны аммиачному льду; но нельзя с уверенностью судить о том, что придаёт поясам более тёмный оттенок. [5] Происхождение структуры из полос и джетов также достоверно неизвестно, предложено две модели этой структуры. В поверхностной модели предполагается, что это — поверхностные явления над стабильными внутренними областями. В глубинной модели предполагается, что полосы и джеты — поверхностные проявления глубинной циркуляции, протекающей в юпитерианской мантии, которая состоит из молекулярного водорода и организована в виде системы цилиндров. [6]
На Юпитере постоянно бушуют сильные бури, всегда сопровождаемые грозами. Буря — результат влажной конвекции в атмосфере, связанной с испарением и конденсацией воды. Это участки сильного восходящего движения воздуха, которое приводит к формированию ярких [прояснить] и плотных облаков. Бури формируются главным образом в областях поясов.. Разряды молний на Юпитере гораздо сильнее, чем на Земле, однако их меньше, поэтому средний уровень грозовой активности близок к земному. [10]
Содержание
Вертикальная структура
Атмосфера Юпитера делится на 4 уровня (приведены в порядке увеличения высоты): тропосфера, стратосфера, термосфера и экзосфера. В отличие от атмосферы Земли, атмосфера Юпитера не имеет мезосферы. [11] На Юпитере нет твёрдой поверхности, и самый нижний уровень атмосферы, тропосфера, плавно переходит в водородный океан мантии. [2] Это результат того, что температура и давление на этом уровне много выше критических точек для водорода и гелия, поэтому там не наблюдается острых границ между жидкостью и газом. Водород становится надкритической жидкостью примерно при давлении в 12 бар [2]
Так как нижняя граница атмосферы не известна точно, уровень давления в 10 бар, на 90 км ниже давления в 1 бар, с температурой около 340 К, считается основанием тропосферы. [3] В научной литературе уровень давления в 1 бар обычно выбирается как нулевая точка для высот «поверхности» Юпитера. [2] Как и на Земле, у верхнего уровня атмосферы, экзосферы, нет чётко определённой границы. [12] Плотность её постепенно уменьшается, и экзосфера плавно переходит в межпланетное пространство приблизительно в 5 000 км от «поверхности». [13]
Химический состав
| Изобилие элементов в соотношении с водородом на Юпитере и Солнце [1] | |||
|---|---|---|---|
| Элемент | Солнце | Юпитер/Солнце | |
| He/H | 0.0975 | 0.807 ± 0.02 | |
| Ne/H | 1.23·10 −4 | 0.10 ± 0.01 | |
| Ar/H | 3.62·10 −6 | 2.5 ± 0.5 | |
| Kr/H | 1.61·10 −9 | 2.7 ± 0.5 | |
| Xe/H | 1.68·10 −10 | 2.6 ± 0.5 | |
| C/H | 3.62·10 −4 | 2.9 ± 0.5 | |
| N/H | 1.12·10 −4 | 3.6 ± 0.5 (8 бар) | |
| Изотопное отношение в Юпитере и Солнце [1] | |||
|---|---|---|---|
| отношение | Солнце | Юпитер | |
| 13 C/ 12 C | 0.011 | 0.0108 ± 0.0005 | |
| D/H | 3.0 ± 0.17·10 −5 | 2.25 ± 0.35·10 −5 | |
Состав атмосферы Юпитера подобен составу всей планеты в целом. [1] Атмосфера Юпитера изучена наиболее всесторонне относительно прочих атмосфер газовых гигантов, так как непосредственно была зондирована спускаемым аппаратом КА Галилео, который был запущен в атмосферу Юпитера 7 декабря 1995 года. [24] Прочими источниками информации о составе Юпитерианской атмосферы служат наблюдения Инфракрасной космической обсерватории (ISO), [25] межпланетных зондов Галилео и Кассини, [26] а также данные наземных наблюдений. [1]
Зоны, пояса и вихри
Особые полосы
Северный умеренный регион находится в широтах легко доступных для наблюдений с Земли, и таким образом имеет превосходную запись наблюдений. [30] Он также примечателен сильнейшим проградным «джетом» на планете, который формирует южную границу северного умеренного пояса (NTB). [30] NTB исчезает примерно раз в десятилетие (это как раз происходило при пролёте обоих Вояджеров), таким образом он на время соединяет Северную умеренную зону (NTZ) и Северную Тропическую зону (NTropZ). [30] Остальное время, NTZ представляет собой относительно узкую полоску, в которой можно выделить северный и южный компоненты. [30]
Северный тропический регион состоит из NTropZ И Северного экваториального пояса (NEB). NTropZ обычно очень устойчива в окраске, почти любые изменения в ней вызваны активностью южного джета в NTB. Как и NTZ, она иногда делится на узкую полоску, NTropB. В редких случаях, в южной части NTropZ возникают «Маленькие красные пятна». Как и следует из названия, они являются северными эквивалентами Большого красного пятна. В отличие от GRS, они имеют тенденцию возникать парами и существуют недолго, примерно год в среднем; несколько из них как раз существовало на момент пролёта Пионера 10. [31]
NEB один из наиболее активных поясов планеты. Он характеризуется наличием антициклонов («белые овалы») и циклонов («коричневые овалы»), причём антициклоны обычно образуются севернее; как и в NTropZ, большинство из этих примечательных образований существуют недолго. Как и южный экваториальный пояс (SEB), NEB иногда «пропадает» и «возрождается». Это происходит приблизительно раз в 25 лет. [32]
Экваториальная зона (EZ) — одна из наиболее устойчивых областей планетарной атмосферы. По северным краям EZ движутся на юго-запад из NEB своего рода «перья», они ограничиваются тёмными, тёплыми (в инфракрасном спектре) областями, известными как «фестоны» (горячие пятна). [33] Хотя южная граница EZ обычно статична, наблюдения с позднего XIX века по начало XX показывают, что её «рисунок» с тех пор значительно изменился. EZ значительно меняется по окраске, от белесого до охряного, или даже медно-красного; иногда внутри неё выделяют экваториальную полосу (EB). [34] Атмосферные образования и облачность в EZ перемещаются на скорости в примерно 390 км/ч относительно прочих широт. [35] [36]
Южный тропический регион включает в себя южный экваториальный пояс (SEB) и южную тропическую зону. Это безусловно самый активный регион планеты, в нём же находится самый мощный ретроградный джет на планете. SEB обычно самый широкий и самый тёмный пояс на Юпитере; однако, он иногда делится пополам зоной (SEBZ), и имеет свойство исчезать каждые 3-15 лет, прежде чем вновь появится, что называется «цикл возрождения SEB». Через несколько недель или месяцев после исчезновения пояса на его месте формируется белое пятно, извергающее материал тёмно-коричневого цвета, который юпитерианскими ветрами растягивается в новый пояс. В последний раз пояс пропадал в мае 2010 года. [37] Помимо прочего узнаваемой деталью SEB является длинная цепочка из циклонов создаваемых Большим красным пятном. Как и NTropZ, STropZ — одна из самых заметных зон на планете; в ней не только располагается GRS, но иногда в ней можно увидеть и Южную тропическую пертурбацию (STropD), область внутри зоны, которая отличается относительной устойчивостью и долговечностью; наиболее длинный период её существования — с 1901 по 1939 годы. [38]
Южный умеренный регион, или Южный умеренный пояс (STB), это иной, тёмный, хорошо-заметный пояс, крупнее чем NTB; до марта 2000 года, его наиболее заметными деталями были долгоживущие «овалы» BC, DE, и FA, которые теперь объединились в Овал BA («Красное младшее»). Овалы фактически были частью Южной умеренной зоны, но они ширились вплоть до STB, частично его ограничивая. [5] STB иногда исчезал, очевидно из-за сложных взаимодействий между белыми овалами и GRS. (STZ) Южная умеренная зона — зона, в которой и зарождаются белые овалы, — очень переменчивая. [39]
На Юпитере немало примечательных областей атмосферы, труднодоступных для наземных наблюдений. Южный умеренный регион даже труднее различить, чем NNTR; его детали также трудноразличимы без применения крупных наземных телескопов и космических аппаратов. [40] Множество зон и поясов носят временный характер, и не всегда заметны. Например, Экваториальная полоса (EB), [41] Северная экваториальная поясная зона (NEBZ, белая зона с поясом) и Южная экваториальная поясная зона (SEBZ). [42] Полосы иногда делятся разными атмосферными возмущениями. Когда зона или пояс делятся на части какой-либо пертурбацией,N или S добавляются для того, чтобы выделить южный или северный компонент зоны или пояса; то есть, NEB(N) и NEB(S) например. [43]
Динамика
Циркуляция в атмосфере Юпитера заметно отличается от земной. Поверхность Юпитера жидкая, твёрдая поверхность отсутствует. Поэтому, конвекция может происходить в любой области внешней газовой оболочки. На 2011 год нет всесторонней теории динамики атмосферы Юпитера. Такая теория должна объяснять следующие факты: существование узких устойчивых полос и потоков, симметричных относительно экватора, мощный экваториальный поток с запада на восток (в направлении вращения планеты), разницу между зонами и поясами, а также происхождение и устойчивость крупных вихрей, например Большого красного пятна. [6]
Существующие теории можно разделить на 2 класса: приповерхностные и глубинные. В первых предполагается, что наблюдаемая циркуляция в значительной степени обусловлена тонким внешним (погодным) уровнем атмосферы, а внутренняя часть стабильна. Вторые постулируют, что наблюдаемые потоки являются проявлением процессов, происходящих в глубоких слоях атмосферы Юпитера. [44] Каждая из теорий имеет и сильные и слабые стороны, поэтому многие планетологи считают, что истинная теория будет включать в себя элементы обеих модели. [45]
Приповерхностные модели
Первые попытки объяснить динамику атмосферы Юпитера относятся к 1960-м гг. [44] [46] Частично они основывались на земной метеорологии, хорошо разработанной к тому времени. Предполагалось, что атмосферные потоки на Юпитере возникают из-за турбулентности, которую в свою очередь поддерживает влажная конвекция во внешнем слое атмосферы (выше облаков). [47] [48] Влажная конвекция — явление, связанное с конденсацией и испарением воды, это одно из основных явлений, влияющих на формирование земной погоды. [49] Появление потоков в этой модели связано с широко известным свойством двумерной турбулентности — так называемым обратным каскадом, при котором малые турбулентные структуры (вихри) сливаются и образуют более крупные вихри. [47] Из-за конечного размера планеты такие структуры не могут вырасти больше некоторого характерного масштаба, для Юпитера он называется масштабом Райнса (Rhines scale). Это связано с влиянием волн Россби (англ. Rossby waves ). Механизм таков: когда крупнейшая турбулентная структура достигает определенного размера, энергия начинает перетекать в волны Россби, а не в структуру большего размера, обратный каскад останавливается. [50] На сферической быстро вращающейся планете дисперсионное соотношение для волн Россби анизотропно, поэтому масштаб Райнса в направлении параллелелей больше, чем в направлении меридиан. [50] В результате образуются крупномасштабные структуры, растянутые параллельно экватору. Их меридиональная протяженность кажется такой же, как и фактическая ширина потоков. [47] Таким образом, в приповерхностных моделях вихри передают энергию потокам и поэтому должны исчезать.
Хотя эти модели успешно объясняют существование десятков узких потоков, в них есть и серьёзные недостатки. [47] Самый заметный из них: за редким исключением должен появляться сильный экваториальный поток в направлении против вращения планеты, а наблюдается поток по вращению. Кроме того, потоки имеют склонность быть нестабильными и могут время от времени пропадать. [47] Приповерхностные модели не объясняют как наблюдаемые течения в атмосфере Юпитера нарушают критерий устойчивости. [51] Более проработанные многослойные варианты таких моделей дают более стабильную картину циркуляции, но многие проблемы остаются. [52]
Между тем, зонд Галилео обнаружил, что ветры на Юпитере простираются значительно ниже уровня облаков (5-7 бар) и нет признаков их исчезновения вплоть до уровня 22 бар, а значит циркуляция атмосферы Юпитера может на самом деле быть глубокой. [15]
Глубинные модели
Первая глубинная модель была предложена Бузи (Busse) в 1976 году. [53] [54] Она основана на известной в гидродинамике теореме Тейлора-Прудмана (англ. Taylor–Proudman theorem ), которая заключается в следующем: в любой быстровращающейся баротропной идеальной жидкости потоки организуются в ряд цилиндров, параллельных оси вращения. Условия теоремы, вероятно, соблюдаются в условиях недр Юпитера. Поэтому водородная мантия Юпитера вполне может быть разделена на множество цилиндров, в каждом из которых циркуляция независима. [55] На тех широтах, где внешние и внутренние границы цилиндров пересекаются с видимой поверхностью планеты, образуются потоки, а сами цилиндры видны как зоны и пояса.
Глубинная модель легко объясняет направленный по вращению планеты джет на экваторе Юпитера. Джеты устойчивы и не подчиняются двумерному критерию устойчивости. [55] Однако у модели есть сложности: она предсказывает очень небольшое количество широких джетов. Реалистичное трёхмерное моделирование пока невозможно, а упрощённые модели, используемые для того, чтобы подтвердить глубинную циркуляцию, могут упускать важные аспекты гидродинамики Юпитера. [55] Одна из моделей, опубликованных в 2004 году, довольно правдоподобно воспроизвела струйно-полосную структуру атмосферы Юпитера. [45] Согласно этой модели, внешняя водородная мантия является более тонкой, чем в прочих моделях, и имела толщину всего в 10 % от радиуса планеты, тогда как в стандартных моделях Юпитера она занимает 20—30 %. [56] Другая проблема — процессы, которые могут управлять глубинной циркуляцией. Возможно, глубинные потоки могут быть вызваны приповерхностными силами (например, влажной конвекцией) или глубинной конвекцией всей планеты, которая выносит тепло из недр Юпитера. [47] Какой из этих механизмов важнее — до сих пор неясно.
Внутреннее тепло
Отдельные атмосферные элементы
Вихри
Атмосфера Юпитера — «родной дом» для сотен вихрей: круглых вращающихся структур, которые, как и в земной атмосфере, можно разделить на 2 класса: циклоны и антициклоны. [7] Первые вращаются в направлении вращения планеты (против часовой стрелки в северном и по часовой в южном полушарии); вторые — в обратном направлении. Однако, в отличие от земной атмосферы, в атмосфере Юпитера антициклоны преобладают над циклонами, и более чем 90 %, диаметр которых превышает 2000 км, — антициклоны. [60] «Срок жизни» вихрей варьируется от нескольких дней до столетий в зависимости от их размеров. Например, среднее время жизни антициклонов с диаметрами от 1000 до 6000 км — 1—3 года. [61] Вихри никогда не наблюдались на экваторе Юпитера (в пределах 10° широты), где они нестабильны. [62] Как и на любой быстро вращающейся планете, антициклоны Юпитера — центры высокого давления, тогда как циклоны — центры низкого давления. [33]
В противоположность антициклонам, юпитерианские циклоны — компактные тёмные структуры с неправильной формой. Наиболее тёмные и обладающие наиболее правильными очертаниями циклоны называют коричневыми овалами. [60] Однако существование нескольких крупных долгоживущих циклонов не исключено. В дополнение к компактным циклонам, на Юпитере можно наблюдать несколько волокнистых «обрывков» неправильной формы, в которых наблюдается циклоническое вращение. [7] Один из них располагается западнее GRS в южном экваториальном поясе. [64] Эти «обрывки» называют циклоническими регионами (CR). Циклоны всегда образуются только в поясах, и, подобно антициклонам, при сближении они сливаются. [61]
Глубинная структура вихрей до конца не ясна. Считается, что они относительно тонкие, так как любая толщина свыше примерно 500 км привела бы к нестабильности. Крупные антициклоны не поднимаются выше нескольких десятков километров относительно наблюдаемой облачности. Одна из гипотез предполагает, что вихри — это глубинные конвекционные «перья» (или «конвекционные колоны»); на данный момент она не снискала популярности у планетологов. [62]
Большое красное пятно
Большое красное пятно (GRS) — это устойчивый антициклонический шторм, расположенный на 22° южнее юпитерианского экватора, существующий уже по крайней мере 181 год, а возможно и дольше чем 346 лет. [65] [66] Этот шторм был достаточно крупным, чтобы его можно было наблюдать в наземные телескопы.
Большое красное пятно вращается против часовой стрелки с периодом в примерно 6 земных дней [67] или 14 юпитерианских дней. Его примерные размеры варьируются в диапазоне 24000—40000 км с запада на восток и 12000—14000 км с юга на север. Пятно достаточно крупное, чтобы в нём поместилось 3 планеты размером с Землю.
К началу 2004 года Большое красное пятно стало в два раза меньше, чем столетие назад, когда оно было 40,000 км в диаметре. При существующем темпе сокращения пятно может стать круглым примерно к 2040 году, что, впрочем, представляется довольно сомнительным из-за искажений, вносимых соседними джетами. [68] Сколько ещё просуществует БКП и являются ли произошедшие с ним изменения результатом нормальных для него колебаний, неизвестно. [69]
Согласно наблюдениям учёных из Калифорнийского университета в Беркли, между 1996 и 2006 гг. пятно потеряло 15 % своего диаметра по продольной оси. Ксилар Эсэй-Дэвис, состоявший в команде, которая проводила изучение, отмечал, что пятно не исчезает, основываясь на измерениях скорости, так как «скорость — это более подходящий критерий для наблюдения, поскольку на облака, участвующие в образовании Красного пятна, также значительно влияют некоторые другие явления окружающей атмосферы». [70]
Инфракрасные наблюдения и данные собранные в ходе них, уже давно указывают на то, что БКП холоднее (а значит, выше) множества прочих облаков в атмосфере; [71] Уровень облаков БКП примерно на 8 км выше облаков окружающих. Кроме того, тщательные наблюдения за деталями юпитерианской атмосферы позволили установить, что пятно обращается против часовой стрелки, ещё в 1966 году. Это было подтверждено первыми покадровыми съёмками, сделанными с борта Вояджеров при пролёте около Юпитера. [72] Пятно ограничено умеренным восточно-направленным джетом с юга и очень мощным западно-направленным джетом с севера. [73] Хотя ветры у окраин пятна дуют со скоростью 120 м/с (432 км/ч), потоки в этом районе кажутся застойными, с небольшим притоком или оттоком. [74] Период вращения пятна уменьшился со временем; возможно, это как-то связано с его устойчивым сокращением в размерах. [75] В 2010 г. астрономы провели наблюдения БКП в дальнем инфракрасном спектре (от 8,5 до 24 μm) с недостижимым прежде уровнем разрешающей способности, и обнаружили, что его центральная, самая красная часть является более тёплой, чем остальная среда его окружающая, на величину 3—4 градуса. Такие относительно тёплые воздушные массы располагаются на уровне давления в примерно 200—500 миллибар, в верхней тропосфере. Это тёплое центральное пятно медленно противовращается, и, скорее всего, является следствием понижения воздушных масс БКП ближе к центру. [76]
Широта Большого красного пятна относительно устойчива на протяжении длительного срока наблюдений, варьируясь в пределах градуса. Однако его долгота постоянно изменяется. [77] [78] Поскольку Юпитер вращается неоднородно в разных широтах, астрономы создали три разных системы для определения долготы. Система II использовалась для широт выше 10° и первоначально была основана на периоде вращения Большого красного пятна: 9ч 55м 42с. [79] [80] Несмотря на это, с начала XIX ст. пятно «обернулось» вокруг планеты в системе координат II по крайней мере 10 раз. Уровень дрейфа пятна резко изменился за последние годы, что, как считают, связано с переменами в яркости южного экваториального пояса и присутствием или отсутствием южной тропической пертурбации. [81]
Что именно придает красноватый оттенок БКП, точно неизвестно. Теории, подтверждённые лабораторными опытами, предполагают, что этот цвет может быть вызван сложными органическими молекулами, красным фосфором или, возможно, каким-либо соединением серы. Оттенок БКП изменяется в большом диапазоне — от красновато-коричневого до желтовато-красного и даже белого. Самая красная центральная часть более тёплая, чем окружающая среда; это с достаточной долей уверенности позволяет утверждать, что на цвет пятна в значительной степени влияют факторы окружающей среды. [76] Пятно иногда пропадает из видимого спектра, становясь различимым лишь в т. н. «Полости красного пятна», которая представляет собой его «нишу» в южном экваториальном поясе. Видимость БКП, очевидно, как-то связана с изменениями в южном экваториальном поясе: когда пояс ярко-белый, пятно темнеет, а когда пояс темнеет, оно обычно становится светлее. Периоды потемнения и посветления пятна носят нерегулярный характер: например, пятно было тёмным в 1961—1966, 1968—1975, 1989—1990 и 1992—1993 гг. [82]
Большое Красное Пятно не следует путать с Большим тёмным пятном — атмосферным вихрем, наблюдавшимся в 2000 г. КА Кассини-Гюйгенс вблизи северного полюса Юпитера. [83] Похожую деталь атмосферы на Нептуне также назвали Большим тёмным пятном. Последнее было зафиксировано Вояджером-2 в 1989 г. и, возможно, было своего рода «отверстием» в атмосфере, которое исчезло примерно к 1994 г. (однако похожее образование до сих пор наблюдается в северных широтах Нептуна). [84]
Овал BA
Овал BA — официальное название для красноватого вихря в южном полушарии Юпитера напоминающего формой, но меньше размерами чем Большое Красное Пятно (часто упоминается ещё как «Красное пятно младшее» или «Малое красное пятно»). Вихрь расположен в Южном умеренном поясе, овал BA был замечен в 2000 году после слияния трёх небольших белых вихрей, и с тех пор усилился. [85]
Процесс формирования трёх белых овальных штормов позднее слившихся в Овал BA можно отследить к 1939 году, когда в Южной умеренной зоне было три тёмных атмосферных структуры которые фактически поделили зону на 3 длинных секции. Наблюдавший Юпитер Элмер Дж. Риз обозначил эти три тёмные секции как AB, CD, и EF. Секции ширились, сокращая между собой расстояние внутри STZ и сформировались в белые овалы FA, BC, и DE. [86] Овалы BC и DE слились в 1998, сформировав Овал BE. Позднее, в марте 2000, BE и FA соединились, и сформировали Овал BA. [85] (смотрите секцию: Белые Овалы, ниже)
Овал BA начал постепенно краснеть в 2005 году. [87] Уже 24 февраля 2006 года, филиппинский астроном любитель Кристофер Го заметил что пятно приобрело почти такой же оттенок как и БКП. [87] в результате, доктор Тони Филлипс предложил называть его «Малым красным пятном» или «Красным малым». [88]
В апреле 2006, команда астрономов считавшая что Овал BA мог бы довольно близко пройти от БКП в том году, наблюдала оба вихря посредством телескопа Хаббла. [89] Штормы проходят вблизи от друг друга примерно каждые 2 года, но прохождение 2002 и 2004 года не привлекало к себе такого внимания. Доктор Эми Саймон-Миллер, из Центра космических полётов имени Годдарда предсказал что вихри пройдут наиболее близко друг от друга 4 июля 2006 года. [89] 20 июля оба вихря были сняты проходящими мимо друг друга обсерваторией Джемини. [90]
Причины покраснения Овала BA не известны. Согласно исследованию 2008 года за авторством Доктора Сантьяго Переза-Хойоса из «Университета страны Басков», наиболее вероятный механизм: «восходящая и внутренняя диффузия некой цветной материи или паров, тумана, газа которые позднее взаимодействуют с высокоэнергетическими Солнечными фотонами в верхних слоях Овала BA.» [91] Некоторые считают что небольшие вихри (а соответственно и «белые пятна») краснеют, когда ветры набирают достаточные силы чтобы поднимать расположенные ниже газы которые попав на Солнечный свет меняют цвет. [92]
Овал BA становится всё более и более сильным согласно наблюдениям проводившихся посредством телескопа Хаббла в 2007 году. Скорости ветров на момент наблюдения уже составляли 618 км/ч; а это сопоставимо со скоростями ветров в Большом Красном Пятне и эти ветра куда более сильны чем в одном из вихрей прародителей. [93] [94] На июль 2008 его размеры приближались к диаметру Земли — и примерно половине от размера БКП. [91]
Грозы
Грозы на Юпитере напоминают земные. Они проявляют себя как яркие и массивные облака размерами примерно 1000 км, которые время от времени появляются в циклонических районах поясов, особо в пределах сильных западно направленных джетов. [10] В отличие от вихрей, грозы — короткоживущее явление, самый мощный из них может просуществовать несколько месяцев, тогда как средняя продолжительность существования — 3-4 дня. [10] Считается, что они — следствие влажной конвекции в слоях Юпитерианской тропосферы. Фактически грозы представляют собой «конвекционные колоны» (перья), которые поднимают влажные воздушные массы из глубин всё выше и выше, пока они не уплотнятся в облака. Типичная высота Юпитерианских грозовых облаков 100 км; то есть они простираются до уровня давления в примерно 5-7 бар, тогда как гипотетические водяные облака начинаются на уровне давления в 0.2-0.5 бар. [97]
Грозы на Юпитере, конечно, не обходятся без молний. Изображения ночной стороны Юпитера полученные КА Галилео и Кассини позволяют различить регулярные вспышки света в Юпитерианских поясах и вблизи от западнонаправленных джетов, в основном на широтах 51°С, 56°Ю и 14°Ю. [98] Удары молнии на Юпитере в целом более мощные, чем на Земле. Однако они происходят куда реже; и света они создают своими вспышками примерно столько же, сколько и Земные. [98] Несколько вспышек молнии было зафиксировано в полярных регионах Юпитера, что делает Юпитер второй после Земли планетой на которой можно увидеть полярные молнии. [99]
Атмосферные возмущения
Типичная для поясов и зон текстура облачности порою нарушается атмосферными возмущениями (пертурбациями). Одно из таких особо устойчивых и долго-живущих возмущений в Южной тропической зоне, получило название «Южной тропической пертурбации» (STD). История наблюдений отмечает один из наиболее длительных периодов существования STD, однажды его можно было чётко различать с 1901 по 1939 годы. Впервые пертурбация была замечена Перси Б.Молесуортом 28 февраля 1901 года. Пертурбация выразилась в частичном затемнении обычно яркой STZ. С тех пор несколько схожих пертурбаций наблюдалось в Южной Тропической Зоне. [100]
Горячие пятна
Одна из наиболее загадочных особенностей Юпитерианской атмосферы — горячие пятна. Это области где воздушные массы относительно свободны от облачности, что позволяет теплу подниматься из глубин не сильно рассеиваясь в облачности. Горячие пятна видны как белые точки в инфракрасном спектре на длине волны в 5 μm. [33] преимущественно они расположены в поясах, однако цепочку из таких пятен можно наблюдать на северной окраине экваториальной зоны. Спускаемый аппарат с Галилео прошёл как раз через одно из этих экваториальных пятен. Каждое экваториальное пятно связано с ярким «пером» облаков расположенным западнее них, и достигающим размеров до 10,000 км. [5] Несмотря на округлую форму горячие пятна — вихрями не являются. [33]
Происхождение горячих пятен неясное. Они могут быть нисходящими потоками воздушных масс, где воздух адиабатическими процессами нагревается и высушивается, а быть может это внешние проявления так называемых «планетарных высотных волн» — то есть они вызваны глубинными процессами происходящими под атмосферой. Последнее объяснение подходит больше, потому что объясняет причины периодичности горячих экваториальных пятен. [5] [33]
История наблюдений
Ранние астрономы, используя небольшие телескопы и собственные глаза, вели записи изменений в Юпитерианской атмосфере. [20] Их описательньная терминология — пояса и зоны, коричневые пятна и красные пятна, перья, баржи, фестоны, и северные сияния — используется до сих пор. [20] Термины же вроде вихрения, вертикального движения, облачной высотности вошли в употребление позднее, в 20 веке. [20]
Первые наблюдения за атмосферой в недостижимом прежде разрешении были проведены КА Пионер 10 и 11. Первые действительно подробные изображения были получены КА Вояджер. [20] Два КА позволили разглядеть атмосферу в разрешении вплоть до деталей 5 км размерами в различных частях спектра, и даже позволили создать своего рода «подлётные видео» (пример которого вы можете видеть правее) атмосферы в её динамике и движении. [20] Спускаемый аппарат с Галилео позволил увидеть несравненно меньшую часть Юпитерианской атмосферы но в куда лучшем разрешении и значительно более широкой части спектра. [20]
Сегодня астрономы получают сведения об атмосферных изменениях на Юпитере в основном благодаря телескопу Хаббла. Судя по наблюдениям привычный порядок Юпитерианской атмосферы иногда нарушается массовыми пертурбациями, но в основном она на удивление стабильна. [20] Вертикальное движение атмосферы Юпитера было в значительной мере исследовано благодаря следовым газам замеченным наземными телескопами. [20] Спектроскопические исследования следов столкновения остатков кометы Шумейкера-Леви 9 и Юпитерианской атмосферы позволили получить данные о строении атмосферы Юпитера ниже облачного слоя. Присутствие в атмосфере двухатомной серы (S2) и дисульфида углерода (CS2) впервые было зарегистрировано на Юпитере, и это первый случай обнаружения S2 на каком либо астрономическом объекте вообще. Вместе с тем было зафиксировано присутствие аммиака (NH3) и сероводорода (H2S), тогда как кислородсодержащие молекулы вроде двуокиси серы обнаружены не были, что было для астрономов сюрпризом. [101]
Спускаемый аппарат с Галилео, пройдя вплоть до уровня давления в 22 бара передал данные о температуре, ветрах, составе, облаках и радиации. Однако уже ниже 1 бара в результатах есть неуверенность. [20]
Большое Красное Пятно
Первое наблюдение БКП нередко приписывают Роберту Гуку, который описывал пятно замеченное им на Юпитере в 1664 году; однако вероятно что пятно Гука было в другом поясе (Северный экваториальный пояс против текущего месторасположения в Южном экваториальном). Более убедительное описание давал Джованни Кассини который упоминал в следующем году замеченное им «устойчивое пятно» на Юпитере. [102] Несмотря на колебания в видимости — БКП было видно с 1665 по 1713 годы. [95]
Любопытно что Юпитерианское пятно было изображено на холсте итальянского художника Донато Креци в 1700 году, который демонстрируется в Ватикане. [103] [104] Это часть из серии картин на которых на фоне увеличенных изображений небесных тел развиваются сценки из итальянской жизни, за созданием картин в целях уточнения наблюдал астроном Эустакьо Манфреди. Креци первый кто изобразил БКП красным, до него никто не изобразил какую либо деталь атмосферы Юпитера красной вплоть до позднего 19 столетия. [104]
Снова записи о БКП встречаются лишь с 1830, а по настоящему хорошо оно было изучено лишь в 1879 когда стало особо хорошо различимо. Длительный 118 летний промежуток между первыми наблюдениями и 1830 годом не дают ясного представления о том что случилось: рассеялось ли первоначальное пятно и сформировалось вновь? Пропало из видимости? Или быть может наблюдательные записи велись неверно? Уже трудно судить. [82] У более старых пятен отмеченных в наблюдениях была короткая наблюдательная история и куда более медленное движение чем у современного — что делает идентификацию затруднительной. [103]
25 февраля 1979 года, когда КА Вояджер-1 пролетал в 9,2 миллионах километрах от Юпитера он передал на Землю первое подробное изображение Большого красного пятна. Удалось различить детали размерами от 160 километров. Красочная, волнистая облачность видимая западнее на фото — своего рода кильватер пятна им же проецируемый, где наблюдаются чрезвычайно сложные и переменчивые перемещения облачности. [105]
Белые Овалы
Белые овалы которым предстояло сформироваться в Овал BA впервые были замечены в 1939 году. Они покрывали почти 90 градусов на собственной долготе после их формирования, однако очень быстро — в течение десятилетия начали сокращаться; их размеры стабилизировались в пределах 10 градусов долготы после 1965 года. [106] Хотя изначально и являясь частью STZ, они постепенно переместились в южный умеренный пояс, предположительно создав своего рода ниши в STZ. [107] Как и БКП овалы были ограничены в передвижении двумя противостоящими джетами с севера и юга, восточнонаправленным джетом с севера и западнонаправленным с востока. [106]
Перемещение овалов по долготе судя по всему находилось под влиянием двух факторов: позиция Юпитера на орбите (они двигались быстрее в афелии), а также близость к БКП (они ускорялись в пределах 50 градусов от БКП). [108] Однако с 1940 по 1990 год была заметна тенденция к замедлению обращения овалов, их первоначальная скорость уменьшилась примерно на 50 %. [109]
На момент пролёта «Вояджеров», овалы были размерами примерно 9000 км с востока на запад, 5000 км с севера на юг, и обращались с периодом в 5 суток (БКП с периодом в 6 на тот момент). [110]