Hopp til innhold

Bruker:Cocu/Kladd4

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Skymønstre på Jupiter i 2000

Jupiters atmosfære er den største atmosfæren i solsystemet. Den består hovedsakelig av molekylær hydrogen og helium i solare proporsjoner; andre kjemiske finnes kun i små mengder og inkluderer metan, ammoniakk, hydrogensulfid og vann. Selv om vannet er tenkt å ligge dypt i atmosfæren, er dens direkte målte konsentrasjonen svært lav. Forekomsten av oksygen, nitrogen, svovel og edelgasser i Jupiters atmosfære overgår solverdiene med en faktor på rundt tre.[L 1] Atmosfæren til Jupiter mangler en klar nedre grense og gradvise overganger mot det flytende indre av planeten,[L 2] men fra nederst til øverst består atmosfæren av lagene troposfære, stratosfære, termosfære og eksosfære der hvert lag har karakteristiske temperaturgradienter.[L 3]

Det laveste laget, troposfæren, har et komplisert system av skyer og tåker bestående av lag med ammoniakk, ammoniumhydrosulfid og vann.[L 4] De øvre ammoniakkskyene synlige på Jupiters overflate er delt inn i et dusin sonale striper parallelt med ekvator og er avgrenset av kraftige sonale strømmer (vind) i atmosfæren kjent som jetstrømmer. Stripene varierer i farge: de mørke stripene kalles belter mens de lyse kalles soner. Sonene er kaldere enn beltene og stammer fra oppstrømmende luft mens beltene markerer synkende luft.[L 5] Den lysere fargen i sonene antas å komme som et resultat av ammnoiakkis, men hva som gir beltene den mørkere fargen er ikke kjent med sikkerhet.[L 5] Opprinnelsen til disse stripete strukturene og jetstrømmene er fremdeles ikke godt forstått, selv om det eksisterer to modeller. Den grunne modellen hevder at de er overflatefenomener som ligger over et stabilt indre, mens den dype modellen hevder at stripene bare er overflateutslag fra de dype sirkulasjonene i Jupiters mantel av molekylær hydrogen som er organisert i en rekke sylindre.[L 6]

Den jovianske atmosfæren viser et bredt spekter av aktive fenomener, inkludert ustabiliteter i stripene, virvler (sykloner og antisykloner), stormer og lyn.[L 7] Virvlene fremstår som store røde, hvite eller brune flekker (ovaler). De to største av to flekkene er en store røde flekken[L 8] og Oval BA[L 9] som også er rød. Disse to og de flest andre store flekker er antisyklone. Mindre antisykloner pleier å være hvite. Virvlene antas å være relativt grunne strukturer med dybder som ikke overstiger flere hundre kilometer. Den store røde flekken ligger på Jupiters sørlige halvkule og er den største kjente virvelen i solsystemet. Den er kjent å ha eksistert i minst tre hundre år og er stor nok til å romme flere jordkloder. Oval BA som ligger sør for den store røde flekken er en rød flekk som oppstod i 2000 etter at tre mindre hvite ovaler slo seg sammen. I størrelse er den omtrent en tredjedel av den store røde flekken.[L 10]

Jupiter har kraftige stormer som alltid ledsages av lynnedslag. Stormene er et resultat av fuktig konveksjon i atmosfæren koblet til fordamping og kondensasjon av vann. De er områder med sterk oppadgående luftbevegelse, noe som fører til dannelse av lyse tette skyer, og de dannes hovedsakelig i belteregioner. Lynnedslagene på Jupiter er kraftigere enn de på jorden. Det er imidlertid færre av dem og gjennomsnittsnivåene på lynaktivitetene er sammenlignbare med de på jorden.[L 11]

Vertikalstruktur

[rediger | rediger kilde]
Vertikalstrukturer i Jupiters atmosfære. Merk at trykket faller sammen med høyden. Atmosfæresonden til Galileo sluttet overføringen på en dybde av 132 km under «overflaten» med 1 bar trykk.[L 3]

Jupiters atmosfære er klassifisert i fire lag etter stigende høyde: troposfæren, stratosfære, termosfæren og eksosfæren. I motsetning til jordens atmosfære mangler Jupiters en mesosfære.[L 12] Jupiter har ikke en fast overflate, og det laveste laget i atmosfæren, troposfæren, har en glidende overgang inn til planetens flytende indre.[L 2] Dette er et resultat av at temperaturene og trykkene ligger godt over det kritiske punktet for hydrogen og helium, noe som betyr at der ikke er noen klar grense mellom gass- og væskefase. Hydrogen blir en superkritisk væske ved trykk rundt 12 bar.[L 2]

Siden den nedre grensen for atmosfæren er dårlig definert er nivået for et trykk på 10 bar, en høyde på ca. 90 km under nivået for 1 bar trykk, vanligvis brukt som utgangspunkt for troposfæren.[L 3] I vitenskapelig litteratur blir nivået for 1 bar trykk vanligvis valgt som et nullpunkt for høyde – en «overflate» for Jupiter.[L 2] Som med jorden har ikke det øvre atmosfærelaget, eksosfæren, noen godt definert øvre grense.[L 13] Tettheten avtar gradvis før den smidig går over til interplanetarisk materie omtrent 5 000 km over «overflaten».[L 14]

De vertikale temperaturforandringene i den jovianske atmosfæren er tilsvarende de som er i jordens atmosfære. Temperaturen i troposfæren synker når høyden blir større helt til den når et minimum i tropopausen[L 15] som er grensen mellom troposfæren og stratosfæren. På Jupiter er tropopausen omtrent 50 km over de synlige skyene (eller nivået for 1 bar) hvor trykket og temperaturen er ca. 0,1 bar og 110 K.[L 3][L 16] I stratosfæren stiger temperaturen til ca. 200 K ved overgangen til termosfæren i en høyde av ca. 320 km og 1 μbar.[L 3] I troposfæren fortsetter temperaturen å stige til den når 1 000 K i en høyde av ca. 1 000 km hvor trykket er ca. 1 nbar.[L 17]

Jupiters troposfære inneholder en komplisert skystruktur.[L 4] De øvre skyene som ligger i trykkområdet 0,6–0,9 bar består av ammoniakkis.[L 18] Under disse skyene av ammoniakkis antas det at det finnes skyer av ammoniumhydrosulfid eller ammoniumsulfid (mellom 1–2 bar) og vann (3–7 bar).[L 19][L 20] Skyer av metan finnes ikke siden temperaturen er for høy til at det kan kondensere.[L 4] De vannholdige skyene danner det tetteste skylaget og har den sterkeste påvirkningen på atmosfærens dynamikk. Dette er et resultat av høyere fordampningsvarmefor vann og høyere vannforekomst i forhold til ammoniakk og hydrogensulfid (oksygen er et mer rikelig kjemisk grunnstoff enn både nitrogen og svovel).[L 12] Over hovedskylagene ligger ulike troposfæriske og stratosfæriske dislag ved henholdsvis 200–500 mbar og 10–100 mbar.[L 19][L 21] Sistnevnte består av tunge polyaromatiserte hydrokarboner eller hydrazin som er generert fra metan i den øvre stratosfæren (1–100 μbar) under påvirkning av solens ultrafiolette stråling (UV).[L 4] Forekomsten av metan i stratosfæren i forhold til molekylært hydrogen er ca. 10-4,[L 14] mens mengdeforholdet til andre hydrokarboner som etan og acetylen til molekylært hydrogen er ca. 10-6.[L 14]

Jupiters termosfære ligger ved trykk lavere enn 1 μbar og fremviser fenomener som airglow, polare nordlys og utslipp av røntgenstråling.[L 22] Innenfor den ligger en lag med økende tetthet av elektroner og ioner som danner ionosfæren.[L 14] De høye temperaturene utbredt i termosfæren (800–1 000 K) har ikke blitt fullt ut forklart enda;[L 17] eksisterende modeller forutsier en temperatur som ikke er høyere enn 400 K.[L 14] De kan være forårsaket av absorpsjon av høyenergi solstråling (ultrafiolett eller røntgen) ved varming fra de ladde partiklene som faller fra den jovianske magnetosfæren, eller ved spredning av gravitasjonsbølger som forplanter seg oppover.[L 23] Termosfæren og eksosfæren ved polene og ved lavere breddegrader avgir røntgenstråling, noe som først ble observert av Einstein-observatoriet i 1983.[L 24] Energipartiklene som kommer fra Jupiters magnetosfære skaper lyse ovaler av nordlys som omkranser polene. I motsetning til de terrestriske analogene, som bare vises under magnetiske stormer, er nordlyset permanente formasjoner i Jupiters atmosfære.[L 24] Termosfæren på Jupiter var det første stedet utenfor jorden hvor trihydrogenion (H+
3) ble oppdaget.[L 14] Dette ionet utstråler sterkt i den midterste infrarøde delen av spektret med bølgelengder mellom 3 og 5 μm; dette er den viktigste kjølemekanismen i termosfæren.[L 22]

Kjemisk sammensetning

[rediger | rediger kilde]
Forekomst av grunnstof relativt til hydrogen
i Jupiter og solen[L 1]
Grunnstoff Solen Jupiter/solen
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 bar)

3,2 ± 1,4 (9–12 bar)

O/H 8,51×10-4 0,033 ± 0,015 (12 bar)

0,19–0,58 (19 bar)

P/H 3,73×10-7 0,82
S/H 1,62×10-5 2,5 ± 0,15
Isotopforekomst på Jupiter og solen[L 1]
Forhold Solen Jupiter
13C/12C 0,011 0,0108 ± 0,0005
15N/14N <2,8×10-3 2,3 ± 0,3×10-3

(0.08–2.8 bar)

36Ar/38Ar 5,77 ± 0,08 5,6 ± 0,25
20Ne/22Ne 13,81 ± 0,08 13 ± 2
3He/4He 1,5 ± 0,3×10-4 1,66 ± 0,05×10-4
D/H 3,0 ± 0,17×10-5 2,25 ± 0,35×10-5

Sammensetningen av Jupiters atmosfære kan sammenlignes med sammensetningen til planeten som helhet.[L 1] Atmosfæren er den som er mest helhetlig forstått blant alle gasskjempene fordi den ble observert direkte av Galileos atmosfæresonde da den gikk inn i den jovianske atmosfæren 7. desember 1995.[W 1] Andre kilder til informasjon om Jupiters atmosfæriske sammensetning inkluderer Infrared Space Observatory (ISO),[L 25] banesondene Galileo og Cassini,[L 26] i tillegg til jordbaserte observasjoner.[L 1]

De to viktige bestanddelene i den jovianske atmosfæren er molekylært hydrogen (H2) og helium.[L 1] Forekomsten av helium er 0,157 ± 0,0036 i forhold til hydrogen etter antall molekyler og massebrøken er 0.234 ± 0.005, noe som er litt lavere enn solsystemets opprinnelige verdi.[L 1] Grunnen til denne lave mengden er ikke fullt ut forstått, men siden helium er tettere enn hydrogen kan noe av heliumet ha kondensert inn i Jupiters kjerne.[L 18] Atmosfæren inneholder ulike enkle forbindelse som vann, metan (CH4), hydrogensulfid (H2), ammoniakk (NH3) og fosfin (PH3).[L 1] Fraværet av disse i den dype atmosfæren (under 10 bar) innebærer at Jupiters atmosfære er beriket med grunnstoffene karbon, nitrogen, svovel og muligens oksygen.[N 1] med en faktor på 2–4 relativt til solen.[N 2]

Edelgassene argon, krypton og xenon ser ut til å ble anriket i forhold til forekomsten på solen også (se tabell), mens neon er noe sjeldnere.[L 1] Andre kjemiske forbindelser som arsin (AsH3) og german (GeH4) finnes kun i spormengder.[L 1] Dn øvre atmosfæren inneholder små mengder av enkle hydrokarboner som etan, acetylen og diacetylen som dannes fra metan under påvirkning av ultrafiolett stråling fra solen og ladde partikler som kommer fra magnetosfæren.[L 1] Karbondioksiden og karbonmonoksiden som finnes i den øvre atmosfæren antas å stamme fra kometnedslag som Shoemaker-Levy 9. Vannet kan ikke komme fra troposfæren fordi den kalde tropopausen fungerer som en kald felle og hindrer effektivt vannet i å stige til stratosfæren (se vertikalstruktur over).[L 1]

Jord- og bakkebaserte målinger har ført til forbedret kunnskap om isotopiske forholdstall i Jupiters atmosfære. Per juli 2003 er den aksepterte verden for forekomsten av deuterium 2,25 ± 0,35×10-5,[L 1] som sannsynligvis tilsvarer den opprinnelige verdien i nebularhypotesen som ga opphavet til solsystemet.[L 25] Forholdstallene for nitrogenisotopene 15N til 14N i den jovianske atmosfæren er 2,3×10-3, en tredjedel lavere enn hva som er tilfellet i jordens atmosfære (3,5×10-3).[L 1] Sistnevnte oppdagelse er spesielt viktig siden den forrige teorien om solsystemets opprinnelse betraktet den jordiske verien for nitrogenisotoper som opprinnelige.[L 25]

Soner, belter og jetstrømmer

[rediger | rediger kilde]
Det mest detaljerte kartet over Jupiter noen gang laget.
Foto: Cassini

Den synlige overflaten på Jupiter er delt inn i en rekke striper parallelt med ekvator. Det er to typer striper: lyst fargede soner og relativt mørke belter.[L 5] Den brede ekvatoriale sonen (engelsk Equatroial Zone, EZ) strekker seg mellom ca. breddegrader 7°S til 7°N. Over og under denne sonen ligger nord- og sør-ekvatoriale belter (NEB og SEB) som strekker seg til henholdsvis 18°N og 18°S. Lengre fra ekvator ligger nord- og sør-tropiske soner (NtrZ og STrZ).[L 5] De vekslende mønstrene av belter og soner fortsetter til polområdene ved ca. 50 . breddegrad hvor deres synlige forekomst blir noe dempet.[L 27] De grunnleggende belte-sonene-strukturen strekker seg trolig godt mot polene, minst mot 80° nord eller sør.[L 5]

Forskjellen i utseende mellom sonene og beltene er forårsaket av tettheten til skyene. Konsentrasjonen av ammoniakk er høyere i sonene, noe som fører til tettere skyere av ammoniakkis ved høyere nivåer som i sin tur fører til de lysere fargene.[L 15] På den annen side er skyene i beltene tynnere og ligger på lavere nivåer.[L 15] Den øvre troposfæren er kaldere i soner og varmere i belter.[L 5] Den eksakte karakteren av kjemikaliene som gjør jovianske soner og striper så fargerike er ikke kjent, men de kan inkludere kompliserte forbindelser av svovel, fosfor og karbon.[L 5]

De jovianske stripene er avgrenset av sonale atmosfæriske strømmer (vinder) kalt jetstrømmer. De vestgående (retrograde) jetstrømmene finnes i overgangen fra sonene til beltene (beveger seg bort fra ekvator), mens de østgående (prograd) jetstrømmene markerer overgangen fra belter til soner.[L 5] Slike mønstre av strømningshastighet betyr at den sonale vinden avtar i beltene og øker i soner fra ekvator til polene. Derfor er vindskjær i beltene syklonsk mens de i sonene er antisyklonske.[L 20] Den ekvatoriale sonene er et unntak fra denne regelen og har en sterk østgående (prograd) jetstrøm og et lokalt minimum av vindhastigheter nøyaktig ved ekvator. Jetstrømhastighetene er høye på Jupiter og når over 100 m/s.[L 5] Disse hastighetene tilsvarer ammoniakkskyer som ligger i trykkområdet 0,7–1 bar. De prograde jetstrømmene er generelt kraftigere enn de retrograde jetstrømmene.[L 5] Den vertikale utstrekningen av jetstrømmene er ikke kjent. De forfaller over to til tre skalahøyder[N 3] over skyene mens under skynivået øker vindene noe og forblir konstant ned til minst 22 bar – den maksimale operative dybden som ble nådd av Galileo.[L 16]

Sonale vindhastigheter i Jupiters atmosfære

Opprinnelsen til Jupiters stripete struktur er ikke helt klar, selv om den kan være lik den som driver jordens Hadleyceller. Den enkleste tolkningen er at soner er områder med atmosfærisk oppstrømning mens beltene er manifestasjoner av nedstrømning.[L 28] Når luften som er anriket i ammoniakk stiger i sonene, ekspanderes den, avkjøles og danner høye tette skyer. I belter derimot synker luften og varmes adiabatisk. De hvite ammoniakkskyene fordamper og de lavere mørke skyene kommer frem. Beliggenheten og bredden på stripene og hastighet og beliggenheten til jet-stripene på Jupiter er bemerkelsesverdig stabile, og endret seg bare så vidt fra 1980 til 2000. Et eksempel på endring er en reduksjon av hastigheten til de sterkeste østgående jetstrømmen som ligger på grensen mellom den nordtropiske sonene og det nordtempererte beltet ved 23° N.[L 6][L 28] Stripene varierer imidlertid både i farge og intensitet over tid (se nedenfor).

Spesifikke striper

[rediger | rediger kilde]
Idealisert bilde av Jupiters skystriper, merket med deres offisielle forkortelser. Lysere soner indikeres til høyre og mørkere belter til venstre. Den store røde flekken og Oval BA vises i henholdsvis den sørlige tropiske sonene og det sørlige tempererte beltet.

Beltene og sonene som deler Jupiters atmosfære har alle sine egne navn og unike karakteristikker. De begynner under de nordlige og sørlige polregionene som strekker seg fra polen til omtrent 40–48° N/S. Disse blå-grå områdene er vanligvis uten særpreg.[L 27]

Dynamikk

[rediger | rediger kilde]
2009
2010

Sirkulasjon i Jupiters atmosfære er markant annerledes enn i jordens atmosfære. Det indre av Jupiter er flytende og en fast overflate mangler. Derfor kan konveksjon oppstå gjennom planetens ytre molekylære lag. Per 2008 har det ikke blitt utviklet noen omfattende teori om dynamikken i den jovianske atmosfæren. En slik teori vil måtte forklare følgende fakta: eksistensen av smale stabile striper og jetstrømmer som er symmetrisk relativt til Jupiters ekvator, den sterke prograde jetstrømmen observert ved ekvator, forskjellen mellom sonene og beltene og opprinnelsen og vedvaringen til store virvler som den store røde flekken.[L 6]

Teoriene om dynamikken i den jovianske atmosfæren kan grovt deles i to: grunn og dyp. Den tidligere holdt fast at den observerte sirkulasjonen i stor grad er begrenset til et tynt ytre (vær)lag av planeten som ligger over det stabile indre. Sistnevnte hypotese postulerer at de observerte atmosfæriske strømmene bare er en overflatemanifestasjon av sirkulasjon med dype røtter i det ytre molekylære laget av Jupiter.[L 29] Siden begge teoriene har sine suksesser og feil tror mange planetariske forskere at den faktiske sanne teorien vil inneholde elementer fra begge modellene.[L 30]

Grunne modeller

[rediger | rediger kilde]

De første forsøkene på å forklare den jovianske atmosfæredynamikken dateres tilbake til 1960-årene,[L 29][L 31] og de var delvis basert på terrestrisk meteorologi som var godt utviklet på den tiden. Disse grune modellene antok at jetstrømmene på Jupiter er drevet av småskala turbulens som i sin tur vedlikeholdt den fuktige konveksjonen i de ytre lagene av atmosfæren (over de vannholdige skyene).[L 32][L 33] Den fuktige konveksjonen er et fenomen relatert til kondensasjon og fordampning av vann og er en av hoveddrivkreftene i terrestrisk vær.[L 34] Produksjonen av jetstrømmer i denne modellen er relatert til en velkjent egenskap med todimensjonal turbulens – den såkalte inverse kaskaden hvor små turbulente strukturer (virvler) slår seg sammen og danner en større struktur.[L 32] Den begrensede størrelsen på planeten betyr at kaskaden ikke kan produsere strukturer som er større enn noen karakteristisk skala, som i Jupiters tilfelle kalles Rhines skala.

Eksistensen er forbunudet med produksjonen av Rossbybølge. Prosessen fungerer som følgende: når den største turbulente strukturen når en viss størrelse, begynner energien å strømme i Rossbybølger istedet for større strukturer, og den inverse kaskaden stopper opp.[L 35] Siden spredningsforholdet av Rossbybølger er anisotropiske på den sfæriske rasktroterende planeten, er Rhinesskalane i retning parallelt med ekvator større enn i retningen ortogonalt til den.[L 35] Det endelige resultatet av prosessen beskrevet ovenfor er produksjonen av store langstrakte strukturer som er parallelle med ekvator. Det meridionale omfanget av dem ser ut til å matche den faktiske bredden på jetstrømmene.[L 32] I de grunne modellene vil derfor virvler faktisk «fore» jetstrømmene og skal forsvinne ved å slå seg sammen med dem.

Dype modeller

[rediger | rediger kilde]

Den dype modellen ble først foreslått av Busse i 1976.[L 36][L 37] Hans modell var basert på en annen velkjent egenskap i fluidmekanikk – Taylor-Proudman-teoremet.

Noter og referanser

[rediger | rediger kilde]
Noter
  1. ^ Gelileos atmosfæresonde mislyktes i å måle dybden av oksygenforekomsten fordi vannkonsentrasjonen økte nedover mot trykknivået for 22 bar da den sluttet å fungere. Mens den målte forekomsten av oksygen er mye lavere enn verdiene på solen gjør den observerte økningen av vanninnhold med dybden det svært sannsynlig at forekomsten av oksygen i dypet faktisk overstiger verdien for solen med en faktor på rundt 3 – like mye som andre grunnstoffer.[L 1]
  2. ^ Ulike forklaringer på forekomsten av karbon, nitrogen og andre elementer har blitt foreslått. Den førende forklaringen er at Jupiter fanget isete planetesimaler i de senere stadiene av akkresjonen. Volatilene som edelgasser, antas å ha blitt fanget som klatrathydrater i vannholdig is.[L 1]
  3. ^ Skalahøyden sh er definert som sh = RT/(Mgj), hvor R = 8,31 J/mol/K er gasskonstanten, M ≈ 0,0023 kg/mol er den gjennomsnittlige molmasen i den jovianske atmosfæren,[L 3] T er temperaturen og gj ≈ 25 m/s2 er gravitasjonen ved overflaten på Jupiter. Siden temperaturen varierer fra 110 K i tropopausen og opp til 1000 K i termosfæren,[L 3] kan skalahøyden oppnå verdier fra 15–150 km.
Litteraturhenvisninger
  1. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p Atreya et al. (2003)
  2. ^ a b c d Guillot (1999)
  3. ^ a b c d e f g Sieff et al. (1998)
  4. ^ a b c d Atreya et al. (2005)
  5. ^ a b c d e f g h i j Ingersoll (2004), s. 2–5
  6. ^ a b c Vasavada (2005), s. 1942–1974
  7. ^ Vasavada (2005), s. 1974
  8. ^ Vasavada (2005), s. 1978
  9. ^ Vasavada (2005), s. 1980–1982
  10. ^ Vasavada (2005), s. 1976
  11. ^ Vasavada (2005), s. 1982, 1985–1987
  12. ^ a b Ingersoll (2004), s. 13–14
  13. ^ Yelle (2004), s. 1
  14. ^ a b c d e f Miller et al. (2005)
  15. ^ a b c Ingersoll (2004), s. 5–7
  16. ^ a b Ingersoll (2004), s. 12
  17. ^ a b Yelle (2004) s. 15–16
  18. ^ a b Atreya et al. (1999)
  19. ^ a b West et al. (2004), s. 9–10, 20–23
  20. ^ a b Vasavada (2005), s. 1937
  21. ^ Ingersoll (2004), s. 8
  22. ^ a b Yelle (2004), s. 1–12
  23. ^ Yelle (2004), s. 22–27
  24. ^ a b Bhardwaj og Gladstone (2000), s. 299–302
  25. ^ a b c Encrenaz (2003)
  26. ^ Kunde et al. (2004)
  27. ^ a b Rogers (1995), s. 81.
  28. ^ a b Ingersoll (2004), s. 5
  29. ^ a b Vasavada (2005), s. 1943–1945
  30. ^ Hiempel et al. (2005)
  31. ^ Se f.eks. Ingersoll et al. (1969)
  32. ^ a b c Vasavada (2005), s. 1947–1958
  33. ^ Ingersoll (2004), s. 16–17
  34. ^ Ingersoll (2004), s. 14–15
  35. ^ a b Vasavada (2005), s. 1949
  36. ^ Vasavada (2005), s. 1966
  37. ^ Busse (1976) s. 255–260
Netthenvisninger
  1. ^ McDowell, Jonathan (8. desember 1995). «Jonathan's Space Report, No. 267» (på engelsk). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Besøkt 10. januar 2012. 

Litteratur

[rediger | rediger kilde]

Videre lesning

[rediger | rediger kilde]

Eksterne lenker

[rediger | rediger kilde]
Hentet fra «https://no.wikipedia.org/w/index.php?title=Bruker:Cocu/Kladd4&oldid=23881267»