Атмосфера Юпітера

Схематичне зображення хмар Юпітера, 2000-й рік

Атмосфе́ра Юпі́тера — газова оболонка, яка оточує Юпітер. Вона не має чіткою нижньої межі, і плавно переходить в океан з рідкого водню. Кожен шар має свій характерний температурний градієнт. Виділяють такі шари атмосфери (знизу вгору): тропосфера, стратосфера, термосфера і екзосфера. Найнижчий шар, тропосфера, містить складну систему з хмар і туманів, включаючи шари аміаку, гідросульфіду амонію і води. Верхні аміачні хмари, спостережувані на «поверхні» Юпітера, організовані в численні смуги, паралельні екватору, й обмежені сильними зональними атмосферними потоками (вітрами), відомими як «джети» чи «струмені». Смуги мають різне забарвлення: темніші смуги прийнято називати «поясами», а світлі — «зонами». Зони — це області висхідних потоків, мають меншу температуру, ніж пояси — області низхідних потоків. Вважається, що своїм світлим забарвленням зони завдячують аміачному льоду; але неможливо точно визначити, що надає поясам темніший відтінок. Походження структури зі смуг і джетів також достеменно невідоме, запропоновано дві моделі цієї структури. У поверхневій моделі вважається, що це поверхневі явища над стабільними внутрішніми областями. У глибинній моделі вважається, що смуги й джети — поверхневі прояви глибинної циркуляції, яка протікає в юпітеріанській мантії, що складається з молекулярного водню й організована у вигляді системи циліндрів.

Атмосфера переважно складається з водню й гелію. Інші елементи наявні у невеликих кількостях: метан, аміак, сірководень і вода. Вода, імовірно, перебуває в нижніх шарах атмосфери, її безпосередньо виміряна концентрація дуже мала. Поширеність вуглецю, азоту, сірки та інертних газів перевищує показники Сонця приблизно втричі.

В атмосфері Юпітера відбуваються різноманітні активні явища, такі як нестабільність смуг, вихори (циклони та антициклони), бурі й блискавки. Вихори виглядають як великі червоні, білі та коричневі плями (овали). Дві найбільші плями — Велика червона пляма (ВЧП) і овал BA — мають червонуватий відтінок. Ці дві плями і більшість інших великих плям є антициклонами. Маленькі антициклони зазвичай бувають білими. Вважається, що глибина вихорів не перевищує кількох сотень кілометрів. Розташована у південній півкулі ВЧП — найбільший з відомих в Сонячній системі вихорів. У межах цього вихору могло б розміститися декілька планет розміром як Земля, і він існує вже принаймні 350 років. Овал BA, який розташовується південніше ВЧП і втричі менший останньої, є червоною плямою, сформованою у 2000-му році при злитті трьох білих овалів.

На Юпітері постійно вирують сильні бурі з грозами. Буря — результат вологої конвекції в атмосфері, пов'язаної з випаровуванням і конденсацією води. Це ділянки сильного висхідного руху повітря, який призводить до формування яскравих і щільних хмар. Бурі формуються головним чином в областях поясів. Розряди блискавок на Юпітері набагато сильніші, ніж на Землі, однак їх менше, тому середній рівень грозової активності близький до земного.

Вертикальна структура

Вертикальна структура атмосфери Юпітера. Відмітимо, що тиск знижується з висотою. Рівень −132 км. Це максимальна глибина, якої досяг спускний апарат з «Галілео».

Атмосфера Юпітера поділяється на 4 рівні (наведені в порядку збільшення висоти): тропосфера, стратосфера, термосфера й екзосфера. На відміну від атмосфери Землі, атмосфера Юпітера не має мезосфери. На Юпітері немає твердої поверхні, і найнижчий рівень атмосфери, тропосфера, плавно переходить у водневий океан мантії. Це результат того, що температура і тиск на цьому рівні набагато вищі критичних точок для водню та гелію, тому там не спостерігається чітких меж між рідиною і газом. Водень стає надкритичною рідиною приблизно при тиску 12 бар.

Оскільки нижня межа атмосфери не відома точно, рівень тиску 10 бар, на 90 км нижче тиску 1 бар, з температурою близько 340 К, вважається основою тропосфери. У науковій літературі рівень тиску 1 бар зазвичай вибирається як нульова точка для висот «поверхні» Юпітера. Як і на Землі, у верхнього рівня атмосфери — екзосфери — немає чітко визначеної межі. Густина її поступово зменшується, і екзосфера плавно переходить у міжпланетний простір приблизно на висоті 5 000 км від «поверхні».

Вертикальні варіації температур в атмосфері Юпітера подібні до земними. Температура тропосфери зменшується з висотою, доки не досягає мінімуму, який називається тропопаузою, яка є межею між тропосферою й стратосферою. На Юпітері тропопауза приблизно на 50 км вища від видимих хмар (або рівня 1 бар), де тиск і температура близькі до 0,1 бар і 110 К. У стратосфері температура підвищується до приблизно 200 К при переході в термосферу і при висоті і тиску близько 320 км і 1 мікробар. У термосфері температура продовжує зростати, досягаючи 1000 К приблизно на висоті 1000 км і при тиску 1 нанобар.

Складна структура хмар характерна для тропосфери Юпітера. Верхні хмари, розташовані на рівні тиску 0,6—0,9 бар, складаються з аміачного льоду. Нижче хмар з аміачного льоду, імовірно, розташовуються хмари, які складаються з гідросульфіду амонію або сульфіду амонію (між 1—2 бар) і води (3—7 бар), яка, ймовірно, наявна там. Це точно не хмари з метану, оскільки температура там занадто висока для його конденсації. Водяні хмари формують найщільніший шар хмар і сильно впливають на динаміку атмосфери. Це результат високої конденсаційної теплоти води та її вищого вмісту в атмосфері в порівнянні з аміаком і сірководнем (кисень зустрічається в природі частіше, ніж азот чи сірка). Різні тропосферні (200—500 мілібар) і стратосферні (10—100 мілібар) шари туману розташовані вище основного шару хмар. Останні складаються зі сконденсованих важких поліциклічних ароматичних вуглеводнів чи гідразину, який утворюється в стратосфері (1—100 мікробар) під впливом сонячного ультрафіолетового випромінювання на метан. Кількість метану відносно молекулярного водню в стратосфері 10⁻⁴, тоді як відношення інших вуглеводнів, наприклад, етану й ацетилену, до молекулярного водню — близько 10⁻⁶.

Термосфера Юпітера розташована на рівні тиску нижче 1 мікробар і для неї характерні такі явища, як світіння атмосфери, полярне сяйво і рентгенівське випромінювання. У межах цього рівня атмосфери збільшення щільності електронів та іонів формують іоносферу. Причини переважання в атмосфері високих температур (800—1000 К) повністю не пояснені; поточні моделі не передбачають температуру вище 400 K. Це може бути наслідком адсорбції високоенергетичної сонячної радіації (ультрафіолетової чи рентгенівської), нагрівання заряджених частинок від прискорення в магнітосфері Юпітера, чи спрямованим вгору розсіюванням хвиль гравітації. У низьких широтах і на полюсах термосфера та екзосфера є джерелами рентгенівського випромінювання, що вперше спостерігалося ще Обсерваторією Ейнштейна 1983 року. Енергетичні частинки з магнітосфери Юпітера є причиною яскравих авроральних овалів, які оточують полюси. На відміну від земних аналогів, які з'являються лише під час магнітних штормів, полярні сяйва в атмосфері Юпітера спостерігаються постійно. Термосфера Юпітера — єдине місце за межами Землі, де виявлено триатомний іон (H₃⁺). Цей іон викликає сильну емісію в середній інфрачервоній частині спектру на довжинах хвиль між 3 і 5 мікрометрами і виступає в ролі головного охолоджувача термосфери.

Хімічний склад

Вміст елементів у співвідношенні з Гідрогеном на Юпітері і Сонці
Елемент	Сонце	Юпітер/Сонце
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) 3.2 ± 1.4 (9—12 бар)
O/H	8.51× 10−4	0.033 ± 0.015 (12 бар) 0.19—0.58 (19 бар)
P/H	3.73× 10−7	0.82
S/H	1.62× 10−5	2.5 ± 0.15

Ізотопне відношення в Юпітері і Сонці
відношення	Сонце	Юпітер
13C/12C	0.011	0.0108 ± 0.0005
15N/14N	< 2.8× 10−3	2.3 ± 0.3× 10−3 (0.08—2.8 бар)
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

Склад атмосфери Юпітера подібний до складу всієї планети в цілому. Атмосфера Юпітера вивчена найбільш всебічно у порівнянні з іншими атмосферами газових гігантів, оскільки безпосередньо була зондована спускним апаратом КА Галілео, який був запущений в атмосферу Юпітера 7 грудня 1995 року. Іншими джерелами інформації про склад атмосфери Юпітера є спостереження Інфрачервоної космічної обсерваторії (ISO), міжпланетних зондів Галілео і Кассіні, а також дані наземних спостережень.

Два основних компоненти атмосфери Юпітера — молекулярний водень і гелій. Відносна кількість гелію до молекулярного водню — 0,157 ± 0,0036 за кількістю молекул. Його масова частка, 0.234 ± 0.005, ненабагато нижча примордіального значення по Сонячній системі. Причина цього не до кінця зрозуміла, але, будучи щільнішим за водень, багато гелію може конденсуватися всередину ядра Юпітера. Атмосфера містить також немало простих сполук, наприклад воду, метан (CH₄), сірководень (H₂S), аміак (NH₃) і фосфін (PH₃). Їх відносна кількість у глибокій (нижче 10 бар) тропосфері передбачає, що атмосфера Юпітера в 3—4 рази багатша вуглецем, азотом, сіркою і, можливо, киснем ніж Сонце. Кількість благородних газів, таких як аргон, криптон і ксенон, перевищує їхню кількість на Сонці (див. таблицю), тоді як неону вочевидь менше. Інші хімічні сполуки, арсин (AsH₃) і герман (GeH₄), наявні тільки у вигляді слідів. Верхня атмосфера Юпітера містить малі відносні кількості простих вуглеводнів: етану, ацетилену, і діацетилену, які формуються під дією сонячної ультрафіолетової радіації й заряджених частинок, які прибувають з магнітосфери Юпітера. Діоксид вуглецю, монооксид вуглецю й вода у верхній частині атмосфери, ймовірно, присутні завдяки зіткненням з атмосферою Юпітера комет, таких, як комета Шумейкерів—Леві 9. Вода не може прибувати з тропосфери, тому що тропопауза, яка діє як холодна пастка, ефективно перешкоджає підняттю води до рівня стратосфери (див. розділ «Вертикальна структура» вище).

Наземні спостереження, а також спостереження з бортів космічних апаратів поліпшили знання про ізотопне співвідношення в атмосфері Юпітера. За даними на липень 2003, прийняте значення для відносної кількості дейтерію — (2.25 ± 0.35)× 10⁻⁵, що ймовірно є примордіальним значенням для Протосонячної туманності, з якої й сформувалася Сонячна система. Співвідношення ізотопів азоту 15N і 14N в атмосфері Юпітера становить 2,3× 10⁻³, що на третину нижче, ніж в земній атмосфері (3.5× 10⁻³). Останнє відкриття є особливо суттєвим, оскільки попередні теорії формування Сонячної системи вважали, що земні значення для ізотопів азоту були примордіальними.

Зони, пояси і вихори

Детальна карта південної півкулі Юпітера, створена завдяки фотографіям Кассіні, що пролітав повз Юпітер на шляху до Сатурна.

Видима поверхня Юпітера поділяється на багато смуг, паралельних екватору. Є два типи смуг: відносно світлі зони і затемнені пояси. Широка екваторіальна зона (EZ) простягається приблизно між широтами 7°S і 7°N. Вище і нижче EZ — Північний і Південний екваторіальні пояси (NEB і SEB), що простягаються до 18°N і 18°S відповідно. Далі від екватора лежать Північна і Південна тропічні зони (NtrZ і STrZ). Таке чергування поясів і зон продовжується до 50°S і N, де їх видимі прояви стають трохи менш помітними. Пояси ймовірно продовжуються приблизно до 80° на північ або південь у напрямку до полюсів.

Різниця в забарвленні між зонами й поясами полягає у відмінностях між непрозорістю хмар. Концентрація аміаку вище в зонах, що призводить до появи щільніших хмар з аміачного льоду на більших висотах, а це, в свою чергу, робить зони світлішими. З іншого боку, хмари поясів є тоншими і розташовані на менших висотах. Верхня тропосфера холодніша в зонах і тепліша в поясах. Точна природа речовин, які роблять зони і пояси Юпітера такими «барвистими», невідома, але вони можуть включати складні сполуки сірки, фосфору і вуглецю.

Пояси Юпітера межують із зональними атмосферними потоками (вітрами), які називають «джетами» або «струменями». «Джети», які рухаються в західному напрямку (ретроградний рух), зазвичай спостерігаються при переході із зон у пояси (якщо рухатися від екватора), тоді як джети, що рухаються у східному напрямку (нормальний рух), зазвичай спостерігають при переході з поясів у зони. Моделі атмосфери Юпітера передбачають, що зональні вітри зменшують свою швидкість у поясах і збільшують у зонах від екватора до полюсів. Тому градієнт вітру в поясах циклонічний, а в зонах — антициклонічний. Екваторіальна зона — виняток із правила, в ній спостерігається сильний рух джетів на схід, а локальний мінімум швидкості вітру розташовується точно на екваторі. Швидкість джетів на Юпітері дуже висока, місцями вона досягає 100 м/с. Така швидкість відповідає хмарам з аміаку, розташованим у діапазоні тиску 0,7—1 бар. «Джети», які обертаються в тому ж напрямку, що і Юпітер, є сильнішими від тих, які обертаються проти (ретроградних). Вертикальні розміри «джетів» невідомі. Зональні вітри затухають на висоті, рівній 2—3 шкалам висот над хмарами. У той же час швидкість вітру нижче рівня хмар зростає лише незначно й залишається постійною аж до рівня тиску 22 бара — максимальної глибини, досягнутої спускним апаратом «Галілео» .

Зональна швидкість вітрів в атмосфері Юпітера

Походження «стрічкової структури» хмар Юпітера не до кінця зрозуміле, однак механізми, які нею керують, нагадують земну комірку Гадлі. Найпростіша інтерпретація — зони — це місця атмосферного апвелінгу, а пояси — прояви даунвелінгу. У зонах повітря піднімається, збагачується аміаком, розширюється та охолоджується, формуючи високі і щільні хмари. У поясах повітря опускається й нагрівається адіабатичними процесами, і білі аміачні хмари випаровуються, відкриваючи темніші хмари, які розташовані під ними. Розташування й ширина смуг на Юпітері стійкі і за період з 1980-х по 2000-і роки рідко змінювалися. Один з прикладів зміни — невелике зменшення швидкості потужного спрямованого на схід джета між північною тропічною зоною й північним помірним поясом на 23°N. Однак смуги змінюються за забарвленням та інтенсивністю кольорів протягом тривалого часу (див. нижче).

Особливі смуги

Схематичне розташування хмарних смуг Юпітера, вони позначені своїми абревіатурами. Велику червону пляму і овал BA видно у південних тропічних зонах і південних помірних поясах відповідно.

Атмосфера Юпітера поділяється на зони й пояси, і кожен з них має свою назву і має особливі характерні риси. Вони починаються від південних і північних полярних областей, які простягаються від полюсів приблизно на 40—48° N/S. Ці синювато-сірі області є зазвичай невиразними..

Північно-північний помірний регіон рідко демонструє більше примітних деталей, ніж полярні області через затемненість, бачення в перспективі і загальну розкиданість примітних областей. При цьому Північно-північний помірний пояс (NNTB) є найбільш північним чітко розрізнюваним поясом, хоча іноді він і «зникає». Пертурбації мають тенденцію бути незначними й недовгими. Північно-північна помірна зона є помітнішою, але в цілому така ж спокійна. Іноді в області спостерігаються інші незначні пояси і зони.

Північний помірний регіон розташований на легко доступних для спостереження із Землі широтах і, таким чином, має добрий запис спостережень. Він також примітний дуже сильним нормально спрямованим «джетом» на планеті, який формує південну межу північного помірного поясу (NTB). NTB зникає приблизно раз на десятиліття (як це відбувалося при прольоті обох Вояджерів), таким чином він на деякий час з'єднує Північну помірну зону (NTZ) і Північну Тропічну зону (NTropZ). В інший час, NTZ є відносно вузькою смужкою, в якій можна виділити північний і південний компоненти.

Північний тропічний регіон складається з NTropZ і Північного екваторіального поясу (NEB). NTropZ зазвичай дуже стійка в забарвленні, майже будь-які зміни в ній викликані активністю південного джета в NTB. Як і NTZ, вона іноді поділяється на вузьку смужку, NTropB. У рідкісних випадках у південній частині NTropZ виникають «Маленькі червоні плями». Як видно з назви, вони є північними еквівалентами Великої червоної плями. На відміну від ВЧП, вони мають тенденцію виникати парами й існують недовго, приблизно рік в середньому; декілька з них як раз існувало на момент прольоту Піонера 10.

NEB — один з найактивніших поясів планети. Він характеризується наявністю антициклонів («білі овали») і циклонів («коричневі овали»), причому антициклони зазвичай утворюються північніше; як і в NTropZ, більшість із цих примітних утворень існують недовго. Як і південний екваторіальний пояс (SEB), NEB іноді «зникає» й «відроджується». Це відбувається приблизно раз на 25 років.

Зони, пояси і вихори на Юпітері. Широка екваторіальна зона видима в центрі оточена двома темними екваторіальними поясами (SEB і NEB). Великі сірувато-сині, неправильної форми «гарячі плями» на північних околицях білої екваторіальної зони змінюються з часом, оскільки рухаються у східному напрямку через планетарну атмосферу. Велика червона пляма на південній околиці SEB. Декілька штормів обертається навколо овалів у північній півкулі. Маленькі, дуже яскраві області атмосфери, можливо грози, які швидко і в довільному порядку з'являються в бурхливих областях. Мінімальний розмір примітних деталей, які можна розрізнити на екваторі — близько 600 кілометрів у поперечнику. Ця 14-кадрова анімація показує приблизно 24 юпітеріанських дні, або близько 10 земних діб. Для зручності сприйняття плин часу в анімації прискорено у 600 000 разів. Для перегляду натисніть на зображення.

Екваторіальна зона (EZ) — одна з найстійкіших областей планетарної атмосфери. По північних краях EZ рухаються на південний-захід з NEB своєрідні «пір'я», вони обмежуються темними, теплими (в інфрачервоному спектрі) областями, відомими як «фестони» (гарячі плями). Хоча південна межа EZ зазвичай статична, спостереження з пізнього XIX століття до початку XX показують, що її «рисунок» з того часу значно змінився. EZ значно змінюється за забарвленням, від білястого до вохряного, або навіть мідно-червоного; іноді всередині неї виділяють екваторіальну смугу (EB). Атмосферні утворення й хмарність в EZ пересуваються на швидкості близько 390 км/год відносно інших широт

Південний тропічний регіон включає південний екваторіальний пояс (SEB) і південну тропічну зону. Це, безумовно, найактивніший регіон планети, в ньому ж розташовується найпотужніший ретроградний джет на планеті. SEB зазвичай найширший і найтемніший пояс на Юпітері; однак, він іноді ділиться навпіл зоною (SEBZ), і має властивість зникати кожні 3—15 років, перш ніж знову з'явитися, що називається «цикл відродження SEB». Через декілька тижнів чи місяців після зникнення поясу на його місці формується біла пляма, яка вивергає матеріал темно-коричневого кольору, котрий розтягується вітрами Юпітера в новий пояс. Останнього разу пояс зникав у травні 2010 року. Поміж іншим примітною деталлю SEB є довгий ланцюжок із циклонів, створюваних Великою червоною плямою. Як і NTropZ, STropZ — одна з найбільш помітних зон на планеті; в ній не лише розташовується GRS, але іноді в ній можна побачити й Південну тропічну пертурбацію (STropD), область всередині зони, яка вирізняється відносною стійкістю і довговічністю; найдовший період її існування — з 1901 по 1939 роки.

Південний помірний регіон, або Південний помірний пояс (STB), це інший, темний, добре помітний пояс, більший ніж NTB; до березня 2000 року, його найпомітнішими деталями були довгоживучі «овали» BC, DE, і FA, які тепер об'єдналися в Овал BA («Червона молодша»). Овали фактично були частиною Південної помірної зони, але вони поширювались аж до STB, частково його обмежуючи. STB іноді зникав, очевидно через складні взаємодії між білими овалами й GRS. (STZ) Південна помірна зона — зона, в якій і зароджуються білі овали, — дуже мінлива.

На Юпітері чимало примітних областей атмосфери, важкодоступних для наземних спостережень. Південний помірний регіон навіть важче розрізнити, ніж NNTR; його деталі також дуже важко розрізнити без застосування великих наземних телескопів і космічних апаратів. Багато зон і поясів є тимчасовими, і не завжди помітні. Наприклад, Екваторіальна смуга (EB), Північна екваторіальна поясна зона (NEBZ, біла зона з поясом) і Південна екваторіальна поясна зона (SEBZ). Смуги іноді діляться різними атмосферними збуреннями. Коли зона чи пояс діляться на частини якою-небудь пертурбацією, N чи S додаються для того, щоб виділити південний чи північний компонент зони чи поясу; тобто, NEB(N) і NEB(S) наприклад.

Динаміка

2009

2010

Фотографії Юпітера, зроблені орбітальним телескопом Габбл

Циркуляція в атмосфері Юпітера помітно відрізняється від земної. Поверхня Юпітера рідка, тверда поверхня відсутня. Тому, конвекція може відбуватися в будь-якій області зовнішньої газової оболонки. На 2011 рік немає всебічної теорії динаміки атмосфери Юпітера. Така теорія має пояснювати такі факти: існування вузьких стійких смуг і потоків, симетричних відносно екватора, потужний екваторіальний потік із заходу на схід (у напрямку обертання планети), різницю між зонами й поясами, а також походження і стійкість великих вихорів, наприклад Великої червоної плями.

Наявні теорії можна поділити на 2 класи: приповерхневі та глибинні. У перших вважається, що спостережувана циркуляція значною мірою обумовлена тонким зовнішнім (погодним) рівнем атмосфери, а внутрішня частина стабільна. Другі постулюють, що спостережувані потоки є проявом процесів, що відбуваються у глибоких шарах атмосфери Юпітера. Кожна з теорій має і сильні, і слабкі сторони, тому багато планетологів вважають, що справжня теорія буде включати в себе елементи обидвох моделей.

Приповерхневі моделі

Перші спроби пояснити динаміку атмосфери Юпітера належать до 1960-х рр. Частково вони базувалися на земній метеорології, добре розробленій на той час. Вважалося, що атмосферні потоки на Юпітери виникають через турбулентність, яку, в свою чергу, підтримує волога конвекція у зовнішньому шарі атмосфери (вище хмар). Волога конвекція — явище, пов'язане з конденсацією та випаровуванням води, це одне з основних явищ, що впливають на формування земної погоди. Поява потоків у цій моделі пов'язана з широко відомою властивістю двомірної турбулентності — так званим зворотним каскадом, при якому малі турбулентні структури (вихори) зливаються і утворюють більші вихори. Через скінченний розмір планети такі структури не можуть вирости більше деякого характерного масштабу, для Юпітера він називається масштабом Райнса (англ. Rhines scale). Це пов'язано з впливом хвиль Росбі. Механізм такий: коли найбільша турбулентна структура досягає певного розміру, енергія починає перетікати у хвилі Росбі, а не в структуру більшого розміру, зворотній каскад зупиняється. На кулястій планеті, яка швидко обертається, дисперсійне співвідношення для хвиль Росбі анізотропне, тому масштаб Райнса в напрямку паралелей більший, ніж у напрямку меридіанів. У результаті утворюються великомасштабні структури, розтягнуті паралельно екватору. Їхня меридіональна протяжність здається такою ж, як і фактична ширина потоків. Таким чином, у приповерхневих моделях вихори передають енергію потокам і тому мають зникати.

Хоча ці моделі успішно пояснюють існування десятків вузьких потоків, в них є й серйозні недоліки. Найбільш помітний з них: за рідкісними винятками має з'являтися потужний екваторіальний потік у напрямку проти обертання планети, а спостерігається потік за обертанням. Крім того, потоки схильні до нестабільності і можуть час від часу зникати. Приповерхневі моделі не пояснюють як спостережувані течії в атмосфері Юпітера порушують критерій стійкості. Більш опрацьовані багатошарові варіанти таких моделей дають стабільнішу картину циркуляції, але багато проблем залишається.

Водночас, зонд Галілео виявив, що вітри на Юпітері простягаються значно нижче рівня хмар (5—7 бар) і немає ознак їхнього зникнення аж до рівня 22 бар, а отже циркуляція атмосфери Юпітера може насправді бути глибокою.

Глибинні моделі

Перша глибинна модель була запропонована Бузі (Busse) у 1976 році. Вона базується на відомій в гідродинаміці теоремі Тейлора-Прудмана, яка полягає в наступному: у будь-якій баротропній ідеальній рідині, яка швидко обертається, потоки організуються в ряд циліндрів, паралельних осі обертання. Умови теореми, ймовірно, задовольняються в умовах надр Юпітера. Тому воднева мантія Юпітера цілком може бути поділена на велику кількість циліндрів, у кожному з яких циркуляція незалежна. На тих широтах, де зовнішні і внутрішні межі циліндрів перетинаються з видимою поверхнею планети, утворюються потоки, а самі циліндри видно як зони й пояси.

Теплове зображення Юпітера, отримане IRTF

Глибинна модель легко пояснює спрямований за обертанням планети джет на екваторі Юпітера. Джети стійкі та не підпорядковуються двомірному критерію стійкості. Однак у моделі є складності: вона передбачає дуже невелику кількість широких джетів. Реалістичне тривимірне моделювання є поки неможливим, а спрощені моделі, які використовуються для того, щоб підтвердити глибинну циркуляцію, можуть не враховувати важливі аспекти гідродинаміки Юпітера. Одна з моделей, опублікованих 2004 року, доволі правдоподібно відтворила струменево-смугову структуру атмосфери Юпітера. Згідно з цією моделлю, зовнішня воднева мантія є тоншою, ніж в інших моделях, і має товщину всього 10 % від радіуса планети, тоді як у стандартних моделях Юпітера вона займає 20—30 %. Інша проблема — процеси, які можуть керувати глибинною циркуляцією. Можливо, глибинні потоки можуть бути викликані приповерхневими силами (наприклад, вологою конвекцією) або глибинною конвекцією всієї планети, яка виносить тепло з надр Юпітера. Який з цих механізмів важливіший — досі незрозуміло.

Внутрішнє тепло

З 1966 р. відомо про те, що Юпітер випромінює значно більше тепла, ніж отримує від Сонця. Вважається, що співвідношення між потужністю випромінювання планети і тією, що отримується від Сонця, приблизно дорівнює 1,67 ± 0,09. Внутрішній тепловий потік від Юпітера становить 5,44 ± 0,43 Вт/м², у той час як загальна випромінювана потужність дорівнює 335 ± 26 ПВт. Остання величина дорівнює приблизно одній мільярдній частці від загальної потужності, випромінюваної Сонцем. Цей надлишок тепла є в основному початковим нагріванням на стадіях формування Юпітера, однак частково може бути зумовлений осіданням гелію в ядрі планети.

Внутрішнє нагрівання може бути важливим фактором динаміки атмосфери Юпітера. У той час як Юпітер має невеликий нахил 3° і його полюси отримують набагато менше радіації, ніж екватор, температура тропосфери помітно не змінюється від екватора до полюсів. Одне з пояснень цього каже, що акти внутрішньої конвекції подібні до термостату, випускаючи поблизу полюсів більше тепла, ніж на екваторі. Це призводить до рівномірного розподілу температури в тропосфері. У той час як на Землі тепло переноситься від екватора до полюсів в основному завдяки атмосфері, глибинна конвекція Юпітера врівноважує його. Конвекція всередині Юпітера в основному відбувається завдяки внутрішньому теплу.

Окремі атмосферні елементи

Вихори

Атмосфера Юпітера — «рідний дім» для сотень вихорів: круглих структур, що обертаються. Їх, як і в земній атмосфері, можна поділити на два класи: циклони й антициклони. Перші обертаються в напрямку обертання планети (проти годинникової стрілки в північній і за годинниковою стрілкою у південній півкулі); інші — у зворотному напрямку. Однак, на відміну від земної атмосфери, в атмосфері Юпітера антициклони переважають над циклонами, і понад 90 % вихорів, діаметр яких перевищує 2000 км, — антициклони. «Термін життя» вихорів змінюється від кількох днів до століть залежно від їх розмірів. Наприклад, середній час життя антициклонів з діаметрами від 1000 до 6000 км — 1—3 роки. Вихори ніколи не спостерігалися на екваторі Юпітера (в межах 10° широти), де вони нестабільні. Як і на будь-якій планеті, яка швидко обертається, антициклони Юпітера — центри високого тиску, тоді як циклони — центри низького тиску.

Інфрачервоний знімок атмосфери Юпітера, зроблений зондом New Horizons.

Антициклони на Юпітері завжди обмежені в зонах, де швидкість вітру збільшується в напрямку від екватора до полюсів. Зазвичай вони яскраві й проявляються як білі овали. Вони можуть рухатися по довготі, але залишаються на тій же широті через те, що нездатні покинути зону, яка їх породила. Швидкість вітру на їх периферії може досягати 100 м/с. Різні антициклони, розташовані в одній зоні, мають тенденцію об'єднуватися при зближенні один з одним. Однак в атмосфері Юпітера спостерігалися й спостерігаються два антициклони, не схожі на інші. Це Велика червона пляма (GRS) і овал BA, який сформувався 2000 року. На відміну від білих овалів, у їх структурі переважає червоне забарвлення — ймовірно, завдяки речовині червонуватого кольору, яка піднімається з глибин планети. На Юпітері антициклони зазвичай формуються шляхом злиття менших структур, включаючи конвективні шторми (див. нижче), хоча великі овали можуть з'являтися і з нестабільних джетів. Останнього разу таке спостерігалося в 1938—1940 рр., коли декілька білих овалів були породжені нестабільністю в південній помірній зоні; пізніше вони об'єдналися й утворили Овал BA.

На противагу антициклонам, циклони Юпітера — компактні темні структури з неправильною формою. Найтемніші циклони, які мають найбільш правильні обриси, називають коричневими овалами. Однак існування декількох великих циклонів-довгожителів не є виключеним. На додаток до компактних циклонів, на Юпітері можна спостерігати декілька волокнистих «обривків» неправильної форми, в яких спостерігається циклонічне обертання. Один з них розташовується на захід від GRS у південному екваторіальному поясі. Ці «обривки» називають циклонічними регіонами (CR). Циклони завжди утворюються лише в поясах, і, подібно до антициклонів, при зближенні вони зливаються.

Глибинна структура вихорів до конці не зрозуміла. Вважається, що вони відносно тонкі, оскільки будь-яка товщина понад близько 500 км призвела б до нестабільності. Великі антициклони не піднімаються вище декількох десятків кілометрів відносно спостережуваної хмарності. Одна з гіпотез передбачає, що вихори — це глибинні конвекційні «пір'я» (або «конвекційні колони»); на даний момент вона не є популярною серед планетологів.

Велика червона пляма

Велика червона пляма (GRS) — це стійкий антициклонічний шторм, розташований на 22° південніше юпітеріанського екватора, який існує вже принаймні 181 рік, а можливо і більше 346 років. Цей шторм досить великий, щоб його можна було спостерігати в наземні телескопи.

Інфрачервоне зображення плями (вище), яке показує його теплий центр, отримане наземним VLT. Зображення, отримане космічним телескопом Габбла (нижче) для порівняння.

Велика червона пляма обертається проти годинникової стрілки з періодом близько 6 земних діб або 14 юпітеріанських днів. Її приблизні розміри змінюються в діапазоні 24 000—40 000 км із заходу на схід і 12 000—14 000 км з півдня на північ. Пляма настільки велика, що в неї може вміститися три планети розміром із Землю.

На початок 2004 року Велика червона пляма стала вдвічі меншою, ніж століття тому, коли вона була 40 000 км у діаметрі. При наявному темпі скорочення пляма може стати круглою приблизно до 2040 року, що, втім, є досить сумнівним через викривлення, які вносяться сусідніми джетами. Скільки ще проіснує ВЧП і чи є зміни, які відбулися з нею, результатом нормальних для неї коливань, невідомо.

Згідно зі спостереженнями вчених з каліфорнійського університету в Берклі, між 1996 і 2006 рр. діаметр плями по поздовжній осі зменшився на 15 %. Ксилар Есей-Девіс, який перебував в команді, котра проводила вивчення, відзначав, що пляма не зникає, базуючись на вимірюваннях швидкості, оскільки «швидкість — це більш придатний критерій для спостереження, оскільки на хмари, які беруть участь в утворенні Червоної плями, також значно впливають деякі інші явища навколишньої атмосфери».

Інфрачервоні спостереження й дані, зібрані під час цих спостережень, вже давно вказують на те, що ВЧП холодніша (а отже, вища) від більшості інших хмар в атмосфері. Рівень хмар ВЧП приблизно на 8 км вище рівня навколишніх хмар. Крім того, ретельні спостереження за деталями юпітеріанської атмосфери дозволили ще 1966 року встановити, що пляма обертається проти годинникової стрілки. Це було підтверджено першими покадровими зйомками, зробленими з борту Вояджерів при прольоті біля Юпітера. Пляма обмежена помірним східнонаправленим джетом з півдня і дуже потужним західнонаправленим джетом з півночі. Хоча вітри біля околиць плями дмуть зі швидкістю 120 м/с (432 км/ч), потоки в цьому районі видаються застійними, з невеликим притоком чи відтоком. Період обертання плями зменшився з часом; можливо, це якось пов'язано з її стійким скороченням у розмірах. У 2010 р. астрономи провели спостереження ВЧП в далекому інфрачервоному спектрі (від 8,5 до 24 мкм) з недосяжним колись рівнем роздільної здатності, і виявили, що її центральна, найбільш червона частина є теплішою, ніж навколишнє середовище, на 3—4 градуси. Такі відносно теплі повітряні маси розташовуються на рівні тиску близько 200—500 мілібар, у верхній тропосфері. Ця тепла центральна пляма повільно обертається, і, скоріш за все, є наслідком зниження повітряних мас ВЧП ближче до центру.

Порівняння розмірів ВЧП і Землі

Широта Великої червоної плями відносно стійка протягом тривалого терміну спостережень, змінюється в межах градуса. Однак її довгота постійно змінюється. Оскільки Юпітер обертається неоднорідно на різних широтах, астрономи створили три різних системи для визначення довготи. Система II застосовувалася для широт вище 10° і спочатку базувалася на періоді обертання Великої червоної плями: 9 год 55 хв 42 с. Незважаючи на це, з початку XIX ст. пляма «обернулася» навколо планети в системі координат II принаймні 10 разів. Рівень дрейфу плями різко змінився за останні роки, що, ймовірно, пов'язано зі змінами в яскравості південного екваторіального поясу і наявністю або відсутністю південної тропічної пертурбації.

Що саме надає червонуватого відтінку ВЧП, точно невідомо. Теорії, підтверджені лабораторними дослідами, вважають, що цей колір може бути зумовлений складними органічними молекулами, червоним фосфором або, можливо, якою-небудь сполукою сірки. Відтінок ВЧП змінюється в широкому діапазоні — від червонувато-коричневого до жовтувато-червоного і навіть білого. Найчервоніша центральна частина є теплішою, ніж навколишнє середовище; це дозволяє досить упевнено стверджувати, що на колір плями значною мірою впливають фактори навколишнього середовища. Пляма іноді зникає з видимого спектру. Розрізнити її при цьому можна лише у так званій «Порожнині червоної плями», яка є її «нішею» в південному екваторіальному поясі. Видимість ВЧП, очевидно, якось пов'язана зі змінами в південному екваторіальному поясі: коли пояс яскраво-білий, пляма темніє, а коли пояс темніє, вона зазвичай стає світлішою. Періоди потемніння й посвітління плями є нерегулярними: наприклад, пляма була темною в 1961—1966, 1968—1975, 1989—1990 і 1992—1993 рр.

Велику червону пляму не слід плутати з Великою темною плямою — атмосферним вихором, який спостерігався в 2000 р. КА Кассіні — Гюйгенс поблизу північного полюса Юпітера. Схожу деталь атмосфери на Нептуні також назвали Великою темною плямою. Остання була зафіксована Вояджером-2 в 1989 р. і, можливо, була своєрідним «отвором» в атмосфері, який зник приблизно до 1994 р. (однак схоже утворення досі спостерігається у північних широтах Нептуна).

Овал BA

Овал BA (зліва)

Овал BA — назва для червонуватого вихору в південній півкулі Юпітера, що нагадує формою Велику червону пляму, але менший за розмірами (часто згадується ще як «Червона пляма молодша» або «Мала червона пляма»). Вихор розташований у Південному помірному поясі. Овал BA був помічений 2000 року після злиття трьох невеликих білих вихорів, і з того часу посилився.

Процес формування трьох білих овальних штормів, які пізніше злилися в Овал BA, можна відстежити до 1939 року, коли в Південній помірній зоні було три темних атмосферних структури, що фактично поділили зону на три довгі секції. Елмер Дж. Різ, який спостерігав Юпітер, позначив ці три темні секції як AB, CD, і EF. Секції розширювались, скорочуючи відстані між ними всередині STZ і сформувалися у білі овали FA, BC, і DE. Овали BC і DE злилися 1998 року, утворивши Овал BE. Пізніше, у березні 2000, BE і FA з'єдналися, і утворили Овал BA. (див. секцію: Білі Овали, нижче)

Формування Овалу BA з трьох білих овалів

Овал BA (знизу), Велика червона пляма (вгорі) і «Крихітка — червона пляма» (посередині) в період короткочасного зіткнення у червні 2008

Овал BA почав поступово червоніти 2005 року. Вже 24 лютого 2006 року, філіппінський астроном-аматор Кристофер Го помітив, що пляма набула майже такого ж відтінку, як і ВЧП. У результаті, доктор Тоні Філіпс запропонував називати її «Малою червоною плямою» або «Червоною малою».

У квітні 2006, команда астрономів, яка вважала, що Овал BA міг би пройти досить близько від ВЧП в тому році, спостерігала обидва вихори за допомогою телескопа Габбла. Шторми проходять неподалік один від одного приблизно кожні 2 роки, але проходження 2002 і 2004 року не привертали до себе такої уваги. Доктор Емі Саймон-Міллер з Центру космічних польотів Ґоддарда передбачив, що вихори будуть найближче один до одного 4 липня 2006 року. 20 липня обидва вихори були зняті обсерваторією Джеміні.

Причини почервоніння Овалу BA невідомі. Згідно з дослідженням 2008 року за авторством доктора Сантьяго Переса-Ойоса з «Університету Країни Басків», найімовірніший механізм є таким: «висхідна і внутрішня дифузія деякої кольорової речовини або парів, туману, газу, які пізніше взаємодіють з високоенергетичними сонячними фотонами у верхніх шарах Овалу BA.» Дехто вважає, що невеликі вихори (а отже й «білі плями») червоніють, коли вітри набирають достатньої сили, щоб піднімати розташовані нижче гази, які, потрапивши на сонячне світло, змінюють колір.

Овал BA стає все сильнішим згідно зі спостереженнями, які виконувалися з допомогою телескопа Габбла у 2007 році. Швидкості вітрів на момент спостереження вже становили 618 км/год; а це сумірно зі швидкостями вітрів у Великій червоній плямі і ці вітри набагато сильніші, ніж в одному з вихорів-прабатьків. На липень 2008 його розміри наближувалися до діаметра Землі — і становили приблизно половину розміру ВЧП.

Овал BA не слід плутати з іншим великим вихором, поглинутим ВЧП у 2008 році, Південною тропічною малою червоною плямою (LRS), яку назвали «Крихітка — Червона пляма» (Нова червона пляма) в НАСА. Новий вихор, а до того біла пляма із зображень телескопа Габбл, почервонів у травні 2008 року. Спостереження за ним вів Каліфорнійський університет в Берклі. «Крихітка — червона пляма» зіткнулася з ВЧП наприкінці червня — початку липня 2008 року і під час зіткнення менша червона пляма була розірвана на шматки. Залишки вихору продовжували кружляти поблизу від ВЧП доки не були нею поглинуті. Останні червонуваті залишки вихору були поглинуті ВЧП приблизно до середини липня. Останні не червоні залишки «Крихітки — червоної плями» були остаточно поглинуті приблизно у серпні 2008 року. На момент зіткнення Овал BA був відносно недалеко, але помітної ролі в поглинанні «Крихітки — червоної плями» не відігравав.

Грози

Блискавки на нічній стороні Юпітера, зображення отримане КА Галілео в 1997 році

Грози на Юпітері нагадують земні. Вони виявляють себе у вигляді яскравих і масивних хмар розмірами приблизно 1000 км, які час від часу з'являються в циклонічних районах поясів, особливо в межах потужних західнонаправлених джетів. На відміну від вихорів, грози — короткочасне явище, найпотужніша з них може проіснувати декілька місяців, у той час як середня тривалість існування — 3—4 дні. Вважається, що вони — наслідок вологої конвекції в шарах тропосфери Юпітера. Фактично грози є «конвекційними колонами» (пір'ями), які піднімають вологі повітряні маси з глибин все вище й вище, доки вони не ущільняться у хмари. Типова висота грозових хмар Юпітера — 100 км; тобто вони простягаються до рівня тиску близько 5—7 бар, у той час як гіпотетичні водяні хмари починаються на рівні тиску 0,2—0,5 бар.

Грози на Юпітері супроводжуються блискавками. Зображення нічної сторони Юпітера, отримані КА Галілео і Кассіні, дозволяють розрізнити регулярні спалахи світла в поясах Юпітера і поблизу західнонаправлених джетів, в основному на широтах 51° Пн, 56° Пд і 14° Пд. Удари блискавки на Юпітері в цілому потужніші, ніж на Землі. Однак вони відбуваються набагато рідше; і світла вони створюють своїми спалахами приблизно стільки ж, скільки й Земні. Декілька спалахів блискавки було зафіксовано в полярних регіонах Юпітера, що робить Юпітер другою після Землі планетою, на якій можна побачити полярні блискавки.

Кожні 15—17 років на Юпітері починається особливо потужний період грозової активності. Вона, в основному, проявляється на широті 23° Пн, де розташований найсильніший східнонаправлений джет. Останнього разу таке спостерігалося у червні 2007 року. Цікаво, що дві грози, які відокремлено розташовувалися на довготі 55° у Північному помірному поясі, значно вплинули на пояс. Речовина темного кольору, втрачена грозами, змішалася з хмарністю поясу й змінила його забарвлення. Грози рухалися на швидкості приблизно 170 м/с, навіть трохи швидше самого джета, що непрямо свідчить про існування ще сильніших вітрів у глибинних шарах атмосфери.

Зображення екваторіальних гарячих плям у змінених кольорах

Атмосферні збурення

Типова для поясів і зон текстура хмарності часом порушується атмосферними збуреннями (пертурбаціями). Одне з таких особливо стійких і тривалих збурень у Південній тропічній зоні отримало назву «Південної тропічної пертурбації» (STD). Історія спостережень відзначає один з найтриваліших періодів існування STD, одного разу його можна було чітко розрізняти з 1901 по 1939 роки. Вперше пертурбація була помічена Персі Б. Молесуортом 28 лютого 1901 року. Пертурбація виразилася в частковому затемненні зазвичай яскравої STZ. З того часу декілька подібних пертурбацій спостерігалося у Південній тропічній зоні.

Гарячі плями

Одна з найзагадковіших особливостей атмосфери Юпітера — гарячі плями. Це області, де повітряні маси відносно вільні від хмарності, що дозволяє теплу підніматися з глибин не сильно розсіюючись у хмарності. Гарячі плями видно як білі точки в інфрачервоному спектрі на довжині хвилі 5 мкм. Переважно вони розташовані в поясах, однак ланцюжок з таких плям можна спостерігати на північній окраїні екваторіальної зони. Спускний апарат з Галілео пройшов якраз через одну з цих екваторіальних плям. Кожна екваторіальна пляма пов'язана з яскравим «пером» хмар, розташованим на захід від них, яке має розміри до 10 000 км. Попри круглу форму гарячі плями не є вихорами.

Походження гарячих плям незрозуміле. Вони можуть бути низхідними потоками повітряних мас, де повітря адіабатичними процесами нагрівається й висушується, а може це зовнішні прояви так званих «планетарних висотних хвиль» — тобто вони викликані глибинними процесами, що відбуваються під атмосферою. Останнє пояснення підходить більше, тому що пояснює причини періодичності гарячих екваторіальних плям.

Історія спостережень

Послідовність знімків, зроблених Вояджером-1 на підльоті до Юпітера

Ранні астрономи, використовуючи невеликі телескопи й власні очі, робили записи змін в атмосфері Юпітера. Їхня описова термінологія — пояси й зони, коричневі й червоні плями, пір'я, баржі, фестони й полярні сяйва — вживається й досі. Терміни ж типу завихрення, вертикального руху, хмарної висотності увійшли до вжитку пізніше, у 20-му столітті.

Перші спостереження за атмосферою в недосяжній раніше роздільності були виконані КА Піонер 10 і 11. Перші справді детальні зображення були отримані КА Вояджер. Два КА дозволили розгледіти атмосферу в роздільності аж до деталей 5 км розмірами в різних частинах спектра, і навіть дозволили створити своєрідні «підльотні відео» (приклад якого ви можете бачити праворуч) атмосфери в її динаміці та русі. Спускний апарат з Галілео дозволив побачити незрівнянно меншу частину атмосфери Юпітера, але в значно кращій роздільності і значно ширшій частині спектра.

У наш час астрономи отримують відомості про атмосферні зміни на Юпітері в основному завдяки телескопу Габбла. Судячи із спостережень, звичний порядок атмосфери Юпітера іноді порушується масовими пертурбаціями, але в основному вона на диво стабільна. Вертикальний рух атмосфери Юпітера був значною мірою досліджений завдяки слідовим газам, поміченим наземними телескопами. Спектроскопічні дослідження слідів зіткнення залишків комети Шумейкерів—Леві 9 і атмосфери Юпітера дозволили отримати дані про будову атмосфери Юпітера нижче хмарного шару. Наявність в атмосфері двохатомної сірки (S₂) і дисульфіду вуглецю (CS₂) вперше була зареєстрована на Юпітері, і це перший випадок виявлення S₂ на якому-небудь астрономічному об'єкті взагалі. Разом з тим було зафіксовано наявність аміаку (NH₃) і сірководню (H₂S), у той час як кисневмісні молекули (типу діоксиду сірки) не були виявлені, що було для астрономів несподіванкою.

Спускний апарат з Галілео, пройшовши аж до рівня тиску 22 бара передав дані про температуру, вітри, склад, хмари і радіацію. Однак вже нижче 1 бара в результатах є невпевненість.

Велика червона пляма

Фото Юпітера і Великої червоної плями, зроблене бортовою апаратурою Вояджера-1 під час прольоту 1979 року

Перше спостереження ВЧП інколи приписують Роберту Гуку, який описував пляму, помічену ним на Юпітері 1664 року; однак, ймовірно, що пляма Гука була в іншому поясі (Північний екваторіальний пояс проти поточного розташування у Південному екваторіальному). Переконливіший опис давав Джованні Кассіні, який наступного року згадував помічену ним «стійку пляму» на Юпітері. Незважаючи на коливання у видимості — ВЧП було видно з 1665 по 1713 роки.

Цікаво, що юпітеріанська пляма була зображена на полотні італійського художника Донато Креці 1700 року, яке демонструється у Ватикані. Це частина з серії картин, де на тлі збільшених зображень небесних тіл розвиваються сценки з італійського життя. За створенням картин з метою уточнення спостерігав астроном Еустакіо Манфреді. Креці був першим, хто зобразив ВЧП червоною, до нього ніхто не зображав які-небудь деталі атмосфери Юпітера червоним аж до кінця 19 століття.

Записи про ВЧП знову зустрічаються лише з 1830, а насправді добре вона була вивчена лише 1879 року, коли стала дуже добре розрізнюваною. Між першими спостереженнями і 1830 роком був тривалий 118-річний проміжок. Немає ясного уявлення про те, що трапилося: або розсіялася початкова пляма і сформувалася нова, або вона стала непомітною, або записи спостережень велися невірно. Про це складно робити висновки. У старіших плям, відзначених у спостереженнях, була коротка історія спостережень і набагато повільніший рух, ніж у сучасної, що робить ідентифікацію важкою.

25 лютого 1979 року, коли КА Вояджер-1 пролітав на відстані 9,2 мільйонів кілометрів від Юпітера, він передав на Землю перше детальне зображення Великої червоної плями. Вдалося розрізнити деталі розмірами від 160 кілометрів. Барвиста, хвиляста хмарність, яку видно на фото західніше — своєрідний кільватер плями, який нею ж проектується, де спостерігається надзвичайно складний і мінливий рух хмарності.

Білі овали

Білі овали, які згодом злилися в Овал BA. Знімок зроблений КА Галілео 1997 року

Білі овали, які згодом сформували Овал BA, вперше були помічені 1939 року. Вони вкривали майже 90 градусів на своїй довготі після їхнього формування, однак дуже швидко — протягом десятиліття — почали скорочуватися. Їхні розміри стабілізувалися в межах 10 градусів довготи після 1965 року. Хоча спочатку вони були частиною STZ, але поступово пересунулися в Південний помірний пояс, імовірно створивши своєрідну нішу в STZ. Як і ВЧП, овали були обмежені в русі двома протилежно спрямованими джетами: з півночі джетом, який рухається в східному напрямку, і з півдня джетом, який рухається на захід.

Рух овалів по довготі, судячи з усього, перебував під впливом двох факторів: позиція Юпітера на орбіті (вони рухалися швидше в афелії), а також близькість до ВЧП (вони прискорювалися в межах 50 градусів від ВЧП). Однак з 1940 по 1990 року була помітна тенденція до сповільнення обертання овалів, їхня початкова швидкість зменшилася приблизно на 50 %.

На момент прольоту «Вояджерів», овали мали розміри близько 9000 км зі сходу на захід, 5000 км з півночі на південь, і оберталися з періодом 5 діб (ВЧП на той час оберталася з періодом 6 діб).

Див. також

• Екзопланета
• Галілео (космічний апарат)
• Юнона (космічний апарат)

Коментарі

• ^a  Шкала висот — sh, в даному трактуванні визначається як sh = RT/(Mg_j), де R = 8,31 Дж/(моль·K) — універсальна газова стала, M ≈ 0,0023 кг/моль — середня молярна маса в атмосфері Юпітера, T — температура, і g_j ≈ 25 м/с² — прискорення вільного падіння на поверхні Юпітера. Оскільки температура змінюється від 110 K в тропопаузі до 1000 K в термосфері, шкала висот може набувати значень від 15 до 150 км.
• ^b  Атмосферний зонд, спущений Галілео, не зміг виміряти відносну кількість Оксигену на глибині, тому що концентрація води наростала аж до рівня тиску 22 бар, коли він припинив роботу. Хоча фактично виміряна поширеність Оксигену набагато нижча Сонячних значень, спостережуване збільшення концентрації води з глибиною робить цілком ймовірним те, що глибинна поширеність Оксигену в атмосфері Юпітера дійсно перевищує Сонячні значення приблизно в 3 рази, як і інші елементи.
• ^c  Були запропоновані різні пояснення для такої великої кількості Карбону, Оксигену, Азоту й інших елементів. Головне: Юпітер на стадії пізнього приросту отримував велику кількість крижаних планетозималей. Вважається, що леткі речовини (в планетології: речовини з низькою точкою кипіння, які зазвичай входять до планетарної кори і/або атмосфери, наприклад: азот, вода, вуглекислий газ, аміак, водень, метан і т. д.) як і інертні гази були отримані у вигляді газових гідратів у водяному льоді.

Джерела

• Atreya, S.K.; Wong, M.H.; Owen, T.C. et al. (1999). A comparison of the atmospheres of Jupiter and Saturn: deep atmospheric composition, cloud structure, vertical mixing, and origin. Planetary and Space Science. 47 (10-11): 1243—1262. Bibcode:1999P&SS...47.1243A. doi:10.1016/S0032-0633(99)00047-1.(англ.)
• Atreya, S.K.; Mahaffy, P.R.; Niemann, H.B. et al. (2003). Composition and origin of the atmosphere of Jupiter—an update, and implications for the extrasolar giant planets. Planetary and Space Science. 51 (2): 105—112. Bibcode:2003P&SS...51..105A. doi:10.1016/S0032-0633(02)00144-7.(англ.)
• Atreya, S.K.; Wong, A.S.; Baines, K.H. et al. (2005). Jupiter’s ammonia clouds—localized or ubiquitous? (PDF). Planetary and Space Science. 53 (5): 498—507. Bibcode:2005P&SS...53..498A. doi:10.1016/j.pss.2004.04.002.(англ.)
• Guillot, T. (1999). A comparison of the interiors of Jupiter and Saturn. Planetary and Space Science. 47 (10-11): 1183—1200. arXiv:astro-ph/9907402. Bibcode:1999P&SS...47.1183G. doi:10.1016/S0032-0633(99)00043-4.(англ.)
• Ingersoll, A.P.; Dowling, T.E.; Gierasch, P.J. et al (2004). Dynamics of Jupiter’s Atmosphere (PDF). У Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. (ред.). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-81808-7.(англ.)
• Seiff, A.; Kirk, D.B.; Knight, T.C.D. et al. (1998). Thermal structure of Jupiter's atmosphere near the edge of a 5-μm hot spot in the north equatorial belt. Journal of Geophysical Research. 103 (E10): 22857—22889. Bibcode:1998JGR...10322857S. doi:10.1029/98JE01766.(англ.)
• Vasavada, A.R.; Showman, A. (2005). Jovian atmospheric dynamics: An update after Galileo and Cassini. Reports on Progress in Physics. 68 (8): 1935—1996. Bibcode:2005RPPh...68.1935V. doi:10.1088/0034-4885/68/8/R06.(англ.)
• Yelle, R.V.; Miller, S. (2004). Jupiter’s Thermosphere and Ionosphere (PDF). У Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. (ред.). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge: Cambridge University Press.(англ.)
• Miller, S.; Aylword, A.; Milliword, G. (2005). Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: the Importance of Ion-Neutral Coupling. Space Science Reviews. 116 (1-2): 319—343. Bibcode:2005SSRv..116..319M. doi:10.1007/s11214-005-1960-4.(англ.)
• West, R.A.; Baines, K.H.; Friedson, A.J. et al (2004). Jovian Clouds and Haze. У Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. (ред.). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere (pdf). Cambridge: Cambridge University Press.(англ.)
• Bhardwaj, A.; Gladstone, G.R. (2000). Auroral emissions of the giant planets (PDF). Reviews of Geophysics. 38 (3): 295—353. Bibcode:2000RvGeo..38..295B. doi:10.1029/1998RG000046.(англ.)
• Thérèse Encrenaz. ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt? // Planetary and Space Science. — 2003. — Vol. 51, iss. 2. — P. 89-103. — DOI:10.1016/S0032-0633(02)00145-9.(англ.)
• Kunde, V.G.; Flasar, F.M.; Jennings, D.E. et al. (2004). Jupiter’s Atmospheric Composition from the Cassini Thermal Infrared Spectroscopy Experiment. Science. 305 (5690): 1582—1586. Bibcode:2004Sci...305.1582K. doi:10.1126/science.1100240. PMID 15319491.(англ.)
• Rogers, J.H. (1995). The Giant Planet Jupiter. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-41008-8. OCLC 219591510.(англ.)
• Beebe, R. (1997). Jupiter the Giant Planet (вид. 2nd). Washington: Smithsonian Books. ISBN 1-56098-685-9. OCLC 224014042.(англ.)
• Rogers, J.H. (2003). Jupiter in 1999/2000. II: Infrared wavelengths (PDF). Journal of the British Astronomical Association. 113 (3): 136—140. Bibcode:2003JBAA..113..136R.(англ.)
• Rogers, J.H.; Metig, H.J. (2001). Jupiter in 1998/99 (PDF). Journal of the British Astronomical Association. 111 (6): 321—332. Bibcode:2001JBAA..111..321R.(англ.)
• Ridpath, I. (1998). Norton's Star Atlas and Reference Handbook (вид. 19th). Harlow: Addison Wesley Longman. с. 107. ISBN 0-582-35655-5.(англ.)
• Heimpel, M.; Aurnou, J.; Wicht, J. (2005). Simulation of equatorial and high-latitude jets on Jupiter in a deep convection model (pdf). Nature. 438 (7065): 193—196. Bibcode:2005Natur.438..193H. doi:10.1038/nature04208. PMID 16281029.(англ.)
• Ingersoll, A.P.; Cuzzi, J.N. (1969). Dynamics of Jupiter's cloud bands. Journal of the Atmospheric Sciences. 26 (5): 981—985. Bibcode:1969JAtS...26..981I. doi:10.1175/1520-0469(1969)026<0981:DOJCB>2.0.CO;2.(англ.)
• Busse, F.H. (1976). A simple model of convection in the Jovian atmosphere. Icarus. 29 (2): 255—260. Bibcode:1976Icar...29..255B. doi:10.1016/0019-1035(76)90053-1.(англ.)
• Low, F.J. (1966). Observations of Venus, Jupiter, and Saturn at λ20 μ. Astronomical Journal. 71: 391. Bibcode:1966AJ.....71R.391L. doi:10.1086/110110.(англ.)
• J. C. Pearl, B. J. Conrath, R. A. Hanel, J. A. Pirraglia и A. Coustenis. The albedo, effective temperature, and energy balance of Uranus, as determined from Voyager IRIS data // Icarus. — 1990. — Vol. 84, iss. 1. — P. 12-28. — DOI:10.1016/0019-1035(90)90155-3.(англ.)
• Smith, B.A.; Soderblom, L.A.; Johnson, T.V. et al. (1979). The Jupiter system through the eyes of Voyager 1. Science. 204 (4396): 951—957, 960—972. Bibcode:1979Sci...204..951S. doi:10.1126/science.204.4396.951. PMID 17800430.(англ.)
• Irwin, P. (2003). Giant Planets of Our Solar System. Atmospheres, Composition, and Structure. Springer and Praxis. ISBN 978-3-540-00681-7.(англ.)
• Beatty, J.K. (2002). Jupiter's Shrinking Red Spot. Sky and Telescope. 103 (4): 24.(англ.)
• Fletcher, Leigh N.; Orton,, G.S.; Mousis, O.; Yanamandra-Fisher, P.; Parrish, P.D.; Irwin, P.G.J.; Fisher, B.M.; Vanzi, L.; Fujiyoshi, T. та ін. (2010). Thermal structure and composition of Jupiter’s Great Red Spot from high-resolution thermal imaging (pdf). Icarus. 208 (1): 306—328. Bibcode:2010Icar..208..306F. doi:10.1016/j.icarus.2010.01.005. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |last3= (довідка)(англ.)
• Reese, E.J.; Solberg, H.G. (1966). Recent measures of the latitude and longitude of Jupiter's red spot. Icarus. 5 (1–6): 266—273. Bibcode:1966Icar....5..266R. doi:10.1016/0019-1035(66)90036-4.(англ.)
• Stone, P.H. (1974). On Jupiter's Rate of Rotation (pdf). Journal of Atmospheric Sciences. 31 (5): 1471—1472. Bibcode:1974JAtS...31.1471S. doi:10.1175/1520-0469(1974)031<1471:OJROR>2.0.CO;2.(англ.)
• Hammel, H.B.; Lockwood, G.W.; Mills, J.R.; Barnet, C.D. (1995). Hubble Space Telescope Imaging of Neptune's Cloud Structure in 1994. Science. 268 (5218): 1740—1742. Bibcode:1995Sci...268.1740H. doi:10.1126/science.268.5218.1740. PMID 17834994.(англ.)
• Sanchez-Lavega, A.; Orton, G.S.; Morales R. et al. (2001). The Merger of Two Giant Anticyclones in the Atmosphere of Jupiter. Icarus. 149 (2): 491—495. Bibcode:2001Icar..149..491S. doi:10.1006/icar.2000.6548.(англ.)
• Go, C.Y.; de Pater, I.; Wong M. et al. (2006). Evolution Of The Oval Ba During 2004–2005. Bulletin of the American Astronomical Society. 38: 495. Bibcode:2006DPS....38.1102G.(англ.)
• Sanchez-Lavega, A.; Orton, G.S.; Hueso, S. et al. (2008). Depth of the strong Jovian jet from a planetary scale disturbance driven by storms. Nature. 451 (7177): 437—440. Bibcode:2008Natur.451..437S. doi:10.1038/nature06533. PMID 18216848.(англ.)
• Baines, K.H; Simon-Miller, A.A.; Orton, G.S. et al. (2007). Polar Lightning and Decadal-Scale Cloud Variability on Jupiter. Science. 318 (5848): 226—229. Bibcode:2007Sci...318..226B. doi:10.1126/science.1147912. PMID 17932285.(англ.)
• McKim, R.J. (1997). P. B. Molesworth's discovery of the great South Tropical Disturbance on Jupiter, 1901. Journal of the British Astronomical Association. 107 (5): 239—245. Bibcode:1997JBAA..107..239M.(англ.)
• Noll, K.S.; McGrath, M.A.; Weaver, H.A.; Yelle, R.V.; Trafton, L.M.; Atreya, S.K.; Caldwell, J.J.; Barnet, C.; Edgington, S. (1995). HST Spectroscopic Observations of Jupiter Following the Impact of Comet Shoemaker-Levy 9. Science. 267 (5202): 1307—1313. Bibcode:1995Sci...267.1307N. doi:10.1126/science.7871428. PMID 7871428.(англ.)
• Rogers, J.H. (2008). The accelerating circulation of Jupiter’s Great Red Spot (PDF). Journal of the British Astronomical Association. 118 (1): 14—20. Bibcode:2008JBAA..118...14R.(англ.)
• Hockey, T. (1999). Galileo's Planet: Observing Jupiter Before Photography. Bristol, Philadelphia: Institute of Physics Publishing. ISBN 0-7503-0448-0. OCLC 39733730.(англ.)

Література

• [Numerous authors] (1999). Beatty, Kelly J.; Peterson, Carolyn Collins; Chaiki, Andrew (ред.). The New Solar System (вид. 4th). Massachusetts: Sky Publishing Corporation. ISBN 0-933346-86-7. OCLC 39464951.(англ.)
• Peek, Bertrand M. (1981). The Planet Jupiter: The Observer's Handbook (вид. Revised). London: Faber and Faber Limited. ISBN 0-571-18026-4. OCLC 8318939.(англ.)
• Yang, Sarah (21 квітня 2004). Researcher predicts global climate change on Jupiter as giant planet's spots disappear. UC Berkeley News. Процитовано 14 червня 2007.(англ.)
• Youssef, Ashraf; Marcus, Philip S. (2003). The dynamics of jovian white ovals from formation to merger. Icarus. 162 (1): 74—93. Bibcode:2003Icar..162...74Y. doi:10.1016/S0019-1035(02)00060-X.(англ.)
• Williams, Gareth P. (1975). Jupiter's atmospheric circulation (PDF). Nature. 257 (5529): 778. Bibcode:1975Natur.257..778W. doi:10.1038/257778a0.(англ.)
• Williams, Gareth P. (1978). Planetary Circulations: 1. Barotropic representation of Jovian and terrestrial turbulence (PDF). Journal of the Atmospheric Sciences. 35 (8): 1399—1426. Bibcode:1978JAtS...35.1399W. doi:10.1175/1520-0469(1978)035<1399:PCBROJ>2.0.CO;2.(англ.)
• Williams, Gareth P. (1985). Jovian and comparative atmospheric modeling (PDF). Advances in Geophysics. 28A: 381—429. Bibcode:1985AdGeo..28..381W.(англ.)
• Williams, Gareth P. (1997). Planetary vortices and Jupiter's vertical structure (PDF). Journal of Geophysical Research. 102 (E4): 9303—9308. Bibcode:1997JGR...102.9303W. doi:10.1029/97JE00520.(англ.)
• Williams, Gareth P. (1996). Jovian Dynamics. Part I: Vortex stability, structure, and genesis (PDF). Journal of the Atmospheric Sciences,. 53 (18): 2685–2734. Bibcode:1996JAtS...53.2685W. doi:10.1175/1520-0469(1996)053<2685:JDPVSS>2.0.CO;2.(англ.)
• Williams, Gareth P. (2002). Jovian Dynamics.Part II: The genesis and equilibration of vortex sets (PDF). Journal of the Atmospheric Sciences,. 59 (8): 1356—1370. Bibcode:2002JAtS...59.1356W. doi:10.1175/1520-0469(2002)059<1356:JDPITG>2.0.CO;2.(англ.)
• Williams, Gareth P. (2003). Jovian Dynamics, Part III: Multiple, migrating, and equatorial jets (PDF). Journal of the Atmospheric Sciences,. 60 (10): 1270—1296. Bibcode:2003JAtS...60.1270W. doi:10.1175/1520-0469(2003)60<1270:JDPIMM>2.0.CO;2.(англ.)
• Williams, Gareth P. (2003). Super Circulations (PDF). Bulletin of the American Meteorological Society. 84 (9): 1190.(англ.)
• Williams, Gareth P. (2003). Barotropic instability and equatorial superrotation (PDF). Journal of the Atmospheric Sciences. 60 (17): 2136—2152. Bibcode:2003JAtS...60.2136W. doi:10.1175/1520-0469(2003)060<2136:BIAES>2.0.CO;2.(англ.)
• Williams, Gareth P. (2003). Jet sets (PDF). Journal of the Meteorological Society of Japan. 81 (3): 439—476. doi:10.2151/jmsj.81.439.(англ.)
• Williams, Gareth P. (2006). Equatorial Superrotation and Barotropic Instability: Static Stability Variants (PDF). Journal of the Atmospheric Sciences. 63 (5): 1548—1557. Bibcode:2006JAtS...63.1548W. doi:10.1175/JAS3711.1.(англ.)