Войти
Закрученные облака Юпитера, на полноцветном изображении снято космическим телескопом Хаббл в апреле 2017 г. Атмосфера Юпитера - самая большая планетная атмосфера в Солнечной системе. Он в основном состоит из молекулярного водорода и гелия примерно в солнечных пропорциях ; другие химические соединения присутствуют только в небольших количествах и включают метан, аммиак, сероводород и воду. Хотя считается, что вода находится в атмосфере, ее находится, измеренная напрямую, очень мала. Содержание азота, серы и благородного газа в атмосфере Юпитера больших солнечных значений примерно в три раза.
Атмосфера Юпитер не имеет четкой нижней границы и постепенно переходит в жидкие недра планеты. От самого низкого до самого высокого слоями атмосферы являются тропосфера, стратосфера, термосфера и экзосфера. Каждый слой имеет характерные температурные градиенты. Самый нижний слой, система тропосфера, имеет сложную облаков и туманов, состоящую из слоев аммиака, гидросульфида аммония и воды. Верхние облака аммиака, видимые на поверхности Юпитера, организованы в дюжину зональных полос, параллельных экватору, и ограничены мощными зональными атмосферными потоками (ветрами), известными как джеты. Полосы чередуются по цвету: темные называют поясами, а светлые - зонами. Зоны более холодные, чем пояса, соответствуют апвеллингу, а пояса - нисходящему газу. Считается, что более светлый цвет зон вызван аммиачным льдом; неизвестно, что придает ремням более темный цвет. Происхождение полосовой структуры и струй до конца не изучено, хотя существуют «неглубокая модель» и «глубокая модель».
Атмосфера Юпитера демонстрирует широкий спектр активных явлений, включая нестабильность полос, вихри (циклоны и антициклоны ), бури и молнии. Вихри проявляются в виде больших красных, белых или коричневых пятен (овалов). Два самых больших пятна - это Большое красное пятно (GRS) и Овальное BA, которое также является красным. Эти два и другие другие крупные пятен являются антициклоническими. Меньшие антициклоны, как правило, белые. Считается, что вихри представляет собой относительно неглубокие структуры с глубиной, не превышающей нескольких сотен километров. GRS, расположенный в южном полушарии, является самым известным вихрем в Солнечной системе. Он может охватить две или три Земли и существует не менее трехсот лет. Овал BA, к югу от GRS, представляет собой красное пятно размером в третье GRS, которое образовалось в 2000 году в результате слияния трех белых овалов.
На Юпитере бывают мощные штормы, часто сопровождаемые ударами молний. Штормы являются результатом влажной конвекции в атмосфере, испарением и конденсацией воды. Это места сильного восходящего движения воздуха, которое приводит к образованию ярких и плотных облаков. Штормы образуются в основном в поясах. Удары молнии на Юпитере в сотни раз мощнее, чем на Земле, и резолюции, что они связаны с водяными облаками.
Вертикальная структура атмосферы Юпитера. Обратите внимание, что температура падает вместе с высотой над тропопаузой. Атмосферный зонд Галилео прекратил передачу на глубине 132 км ниже «поверхности» Юпитера в 1 бар. Атмосфера Юпитера делится на четыре слоя по возрастанию высоты: тропосфера, стратосфера, термосфера и экзосфера. В отличие от атмосферы Земли, у Юпитера отсутствует мезосфера. Юпитер не имеет твердой поверхности, а самый нижний слой атмосферы, тропосфера, плавно переходит в жидкие недра планеты. Это результат наличия температур и давлений, превышающих значения точек для критического водорода и гелия, что означает отсутствие резкой границы между газовой и жидкой фазами. Водород становится сверхкритической жидкостью при давлении около 12 бар.
нижняя граница атмосферы плохо определена, уровень давления 10 бар, на высоте около 90 км ниже 1 бара с температурой около 340 K, обычно считается основанием тропосферы. В научной литературе уровень давления в 1 бар обычно выбирается в качестве нулевой точки для высот - «поверхности» Юпитера. Как и в случае с Землей, верхний слой атмосферы, экзосфера, не имеет верхней верхней границы. Плотность постепенно уменьшается до тех пор, пока она плавно не переходит в межпланетную среду примерно на 5000 км над «поверхностью».
Вертикальные градиенты температуры в атмосфере Юпитера аналогны градиентам атмосфера Земли. Температура тропосферы снижается с высотой, пока не достигнет минимума в тропопаузе, которая является границей между тропосферой и стратосферой. На Юпитере тропопауза находится примерно на 50 км выше видимых облаков (или на уровне 1 бар), где давление составляет около 0,1 бар и 110 К. В стратосфере повышаются примерно до 200 К при переходе в термосферу., на высоте и давлении около 320 км и давлении 1 мкбар. В термосфере температура продолжает расти и в конце достигает 1000 К на расстоянии около 1000 км, где давление составляет около 1 нбар.
Тропосфера Юпитера содержит сложную облачную структуру. Верхние облака, расположенные в диапазоне давлений 0,6–0,9 бар, состоят из аммиачного льда. Ниже этих облаков аммиачного льда более плотные облака, состоящие из гидросульфида аммония ((NH 4) SH) или сульфида аммония ((NH 4)2S, между 1–2 бар) и вода (3–7 бар). Облаков метана нет, так как температура слишком высока для его конденсации. В результате водные облака образуют самый плотный слой облаков и оказывают самое сильное влияние на динамику. теплоты конденсации воды и более высокого содержания воды по сравнению с аммиаком и сероводородом (кислород более распространенным химическим элементом, чем любой азот или сера). Различные тропосферные (при 200–500 мбар) и стратосферные ( Последние состоят из конденсированных тяжелых полициклических ароматических углеводородов или гидразин. метана под действием солнечного ультрафиолетового излучения (УФ). Содержание гана по отношению к молекулярному водороду в стратосфере составляет около 10 человек, в то время как отношение к другим легким, таким как этан и ацетилен, к молекулярному водороду составляет около 10.
Термосфера Юпитера находится при давлениих ниже 1 мкбар. и демонстрирует такие явления, как свечение воздуха, полярное сияние и рентгеновское излучение. Внутри него лежат слои повышенной плотности электронов и первый, которые образуют ионосферу. Высокие температуры, преобладающие в термосфере (800–1000 К), еще полностью не объяснены; правильно модели предсказывают температуру не выше примерно 400 К. Они могут быть вызваны поглощением высокоэнергетического солнечного излучения (ультрафиолетового солнечного излучения), нагревом от заряженных частиц, высыпающихся из юпитерианской магнитосферы. распространяющиеся гравитационные волны. Термосфера и экзосфера на полюсах и на низких широтах излучают рентгеновские лучи, которые впервые наблюдала обсерватория Эйнштейна в 1983 году. Энергичные частицы, исходящие из магнитосферы Юпитера, яркие авроральные овалы, окружающие полюса. Отличие от своих земных аналогов, которые появляются только во время магнитных бурь, полярные сияния являются постоянным космическим пространством Юпитера. Термосфера была первым местом за пределами Земли, где был обнаружен триводородный катион (H. 3). Этот ион сильно излучает в средней инфракрасной части длина волн от 3 до 5 мкм; это главный механизм охлаждения термосферы.
| Элемент | Солнце | Юпитер / Солнце |
| He /H | 0,0975 | 0,807 ± 0,02 |
| Ne /H | 1,23 × 10 | 0,10 ± 0,01 |
| Ar /H | 3,62 × 10 | 2,5 ± 0, 5 |
| Kr /H | 1,61 × 10 | 2,7 ± 0,5 |
| Xe /H | 1,68 × 10 | 2,6 ± 0,5 |
| C /H | 3,62 × 10 | 2,9 ± 0,5 |
| N /H | 1,12 × 10 | 3,6 ± 0,5 (8 бар) 3,2 ± 1,4 ( 9–12 бар) |
| O /H | 8,51 × 10 | 0,033 ± 0,015 (12 бар) 0,19–0,58 (19 бар) |
| P /H | 3,73 × 10 | 0,82 |
| S /H | 1,62 × 10 | 2,5 ± 0,15 |
| Соотношение | Солнце | Юпитер |
| C /C | 0,011 | 0,0108 ± 0,0005 |
| N /N | <2.8 × 10 | 2,3 ± 0,3 × 10 (0,08–2,8 бар) |
| Ar /Ar | 5, 77 ± 0,08 | 5,6 ± 0,25 |
| Ne /Ne | 13,81 ± 0,08 | 13 ± 2 |
| He /He | 1,5 ± 0,3 × 10 | 1,66 ± 0,05 × 10 |
| D /H | 3,0 ± 0,17 × 10 | 2,25 ± 0,35 × 10 |
Состав атмосферы Юпитера аналогичный составу атмосферы планета в целом. Атмосфера Юпитера является наиболее изученной из всех газовых гигантов, поскольку она наблюдалась непосредственно с помощью атмосферного зонда Галилео, когда он вошел в атмосферу Юпитера 7 декабря 1995 года. Другие источники информации об атмосферном составе Юпитера включает Инфракрасная космическая обсерватория (ISO), орбитальные аппараты Galileo и Cassini и наблюдения с Земли.
Двумя вызывающие элементы атмосферы Юпитера представляют собой молекулярный водород (H. 2) и гелий. Содержание гелия составляет 0,157 ± 0,004 относительно молекулярного водорода по количеству молекул, а его массовая доля составляет 0,234 ± 0,005, что немного, чем первоначальное значение Солнечной системы. Причина такого низкого содержания не совсем понятна, но часть гелия могла конденсироваться в ядре Юпитера. Эта конденсация, вероятно, будет в форме гелиевого дождя: когда водород переходит в металлическое состояние на глубинах более 10 000 км, гелий отделяется от него, образуя капли, которые, более плотными, чем металлический водород, спускаются вниз. к сердцевине. Этим также можно объяснить серьезное истощение неона (см. Таблицу), элемент, который легко растворяется в каплях гелия и также переносится в них к ядру.
Атмосфера содержит различные простые соединения, такие как вода, метан (CH 4), сероводород (H2S), аммиак (NH 3) и фосфин (PH 3). Их распространенность в глубокой (ниже 10 бар) тропосфере означает, что атмосфера Юпитера обогащена элементами углерод, азот, сера и, возможно, кислород в 2–4 раза относительно Солнца. Благородные газы аргон, криптон и ксенон также присутствуют в изобилии по отношению к солнечным уровням (см. Таблицу), тогда как неон встречается реже. Другие химические соединения, такие как арсин (AsH 3) и герман (GeH 4), присутствуют только в следовых количествах. Верхние слои атмосферы Юпитера содержат небольшое количество простых углеводородов, таких как этан, ацетилен и диацетилен, которые образуются из метана под слоем влияния солнечного ультрафиолетового излучения и заряженных частиц, исходящих из магнитосферы Юпитера. углекислый газ, оксид углерода и вода, присутствующие в верхних слоях атмосферы, как полагают, нынешние ударов комет, таких как Шумейкер-Леви 9. Вода не может поступать из тропосферы, потому что холодная тропопауза действует как холодная ловушка, предотвращает подъем воды в стратосферу (см. Вертикальную структуру выше).
Измерения с космических аппаратов позволили расширить знания об изотопных отношений в атмосфере Юпитера. По состоянию на июль 2003 года принятое значение содержания дейтерия составляет (2,25 ± 0,35) × 10, что, вероятно, представляет собой изначальное значение в протосолнечной туманности, породившей Солнечную систему.. Отношение изотопов азота в атмосфере Юпитера, N к N, составляет 2,3 × 10, что на третье ниже, чем в атмосфере Земли (3,5 × 10). Последнее открытие особенно важно, поскольку предыдущие теории Солнечной системы образования считали земное значение отношения изотопов системы первичным.
An азимутальная эквидистантная проекция атмосферы Юпитера с центром вокруг северного полюса Юпитера Вид поверхность Юпитера разделена на несколько полос, параллельных экватору. Есть два типа полос: светлоокрашенные зоны и относительно темные пояса. Более широкая Экваториальная зона (EZ) простирается между широтой примерно от 7 ° южной широты до 7 ° северной широты. Выше и ниже EZ Северный и Южный экваториальные пояса (NEB и SEB) простираются до 18 ° N и 18 ° S соответственно. Дальше от экватора лежат северная и южная тропические зоны (NtrZ и STrZ). Чередование поясов и зон продолжается до полярных регионов примерно на 50 градусах широты, где их видимый вид становится несколько приглушенным. Основная структура пояса-зоны, вероятно, хорошо простирается к полюсам, достигнута по крайней мере 80 ° северной или южной широты.
Различия во внешнем виде между зонами и поясами вызваны различиями в непрозрачности облаков. Концентрация аммиака выше в диаграмме, что приводит к появлению более плотных облаков из аммиачного льда на больших высотах, что, в свою очередь, приводит к их более светлому цвету. С другой стороны, в поясах облака более тонкие и расположенные на меньших высотах. Верхняя тропосфера в поясах холоднее, в поясах теплее. Точные соединения химических веществ, которые вызывают сложные соединения серы, фосфора и углерода.
. ограничены зональными атмосферными потоками (ветрами), называемыми струями. Направляющие на восток (прямолинейные ) струи обнаруживаются при переходе от зон к поясам (удаляясь от экватора), тогда как западные (ретроградные ) струи отмечают переход от поясов к зонам. Такая картина скорости потока означает, что зональные ветры уменьшаются в поясах и усиливаются в росте от экватора до полюса. Следовательно, сдвиг ветра в поясах - циклонический, а в серии - антициклонический. EZ является исключением из этого правила, сильную направленную на восток (прямую) струю и имеет локальный минимум скорости ветра точно на экваторе. Скорость струй на Юпитере высока, достигая более 100 м / с. Эти скорости соответствуют облакам аммиака, находящимся в диапазоне давлений 0,7–1 бар. Прямые струи обычно более мощные, чем ретроградные. Вертикальная протяженность струй неизвестна. Они затухают на двух-трех уровнях по шкале над облаками, а ниже уровня облаков ветер немного усиливается и затем остается постоянным, по крайней мере, до 22 бар - максимальной рабочей глубины, достигаемой зондом Галилео..
Зональные скорости ветра в атмосфере Юпитера Происхождение полосатой структуры Юпитера не совсем понятно, хотя может быть похоже на то, что движет ячейками Хэдли Земли. Самая простая интерпретация состоит в том, что зоны - это зоны атмосферного апвеллинга, а пояса - проявления даунвеллинга. Когда воздух, обогащенный аммиаком, поднимается по зонам, он расширяется и охлаждается, образуя высокие и плотные облака. В поясах, однако, воздух опускается, нагреваясь адиабатически, как в зоне конвергенции на Земле, и белые облака аммиака испаряются, открывая более низкие темные облака. Расположение и ширина полосы, скорость и расположение джетов на Юпитере в высшей степени стабильно, незначительно изменившись в период с 1980 по 2000 год. Одним из примеров изменений является уменьшение скорости сильной струи, направленной на восток, расположенной на границе Северной тропической зоны. пояс и Северо-умеренный пояс на 23 ° с. Однако полосы меняются по окраске и интенсивности с течением времени (см. Ниже). Эти вариации были впервые обнаружены в начале семнадцатого века.
Идеализированная иллюстрация полос облаков Юпитера, отмеченных их официальными сокращениями. Более светлые зоны показаны справа, более темные - слева. Большое красное пятно и овал BA показано в южной тропической зоне и южном умеренном поясе соответственно. Каждый пояс и зоны, разделяющие атмосферу Юпитера, имеют собственные собственные и уникальные характеристики. Они начинаются ниже Северного и Южного полярных регионов, которые простираются от полюсов примерно до 40–48 ° с. Эти голубовато-серые области обычно безликие.
Северный северный умеренный регион редко показывает больше деталей, чем полярные регионы, из-за затемнения конечностей, ракурса и общая размытость черт. Тем не менее, Северно-Северный умеренный пояс (NNTB) является самым северным отдельным поясом, хотя иногда он исчезает. Нарушения обычно незначительны и непродолжительны. Северо-северная умеренная зона (NNTZ), возможно, более заметна, но также в целом спокойна. Иногда наблюдаются и другие второстепенные пояса и зоны в этом регионе.
Северный умеренный регион является частью широтного региона, который легко наблюдать с Земли, и поэтому он имеет превосходные результаты наблюдений. Он также имеет самую сильную на планете prograde реактивную струю - западное течение, формирующее южную границу Северного умеренного пояса (NTB). NTB затухает примерно раз в десятилетие (так было во время встреч с «Вояджером»), в результате чего Северная умеренная зона (NTZ), по-видимому, сливается с Северной тропической зоной (NTropZ). В других случаях NTZ делится узким поясом на северную и южную составляющие.
Северный тропический регион состоит из NTropZ и Северного экваториального пояса (NEB). NTropZ обычно имеет стабильную окраску, меняя оттенок только в тандеме с активностью на южном струйном потоке NTB. Как и NTZ, он также иногда разделяется узкой полосой NTropB. В редких случаях на юге NTropZ бывают «красные пятна». Как следует из названия, это северные эквиваленты Большого красного пятна. В отличие от GRS, они, как правило, встречаются парами и всегда недолговечны, в среднем длятся год; один присутствовал во время столкновения Пионер 10.
NEB - один из самых активных поясов на планете. Он характеризуется антициклоническими белыми овалами и циклоническими «баржами» (также известными как «коричневые овалы»), причем первые обычно формируются дальше на север, чем вторые; как и в NTropZ, большинство этих функций относительно недолговечны. Как и Южный экваториальный пояс (SEB), NEB иногда резко блекнет и «оживает». Временной масштаб этих изменений составляет около 25 лет.
Зоны, пояса и вихри на Юпитере. В центре видна широкая экваториальная зона, окруженная двумя темными экваториальными поясами (SEB и NEB). Большие серовато-синие неправильные «горячие точки» на северном краю белой экваториальной зоны меняются с течением времени по мере продвижения на восток по планете. Большое красное пятно находится на южной окраине SEB. Вереницы небольших штормов вращаются вокруг овалов северного полушария.Маленькие, очень яркие объекты, возможные грозы, быстро и беспорядочно появляются в неспокойных регионах. Самые маленькие детали, видимые на экваторе, диаметр около 600 километров. Эта 14-кадровая анимация охватывает 24 юпитерианских дня или около 10 земных дней. Течение времени ускоряется в 600000 раз. Случайные черные точки на изображении - это спутники Юпитера, попадающие в поле зрения. Экваториальная зона (EZ) - одна из самых стабильных областей планеты по широте и активности. Наном краю EZ находятся впечатляющие шлейфы, тянущиеся к юго-западу от NEB, которые ограничены темными, теплыми (в инфракрасном ) объектах, известными как фестоны (горячие точки). Хотя южная граница EZ обычно неподвижна, наблюдения с конца 19-го по начало 20-го века показывают, что эта картина была обратной по сравнению с сегодняшним. EZ значительно различается по окраске, от бледного до охристого или даже медного оттенка; иногда его разделяет экваториальная полоса (EB). Объекты в EZ движутся со скоростью примерно 390 км / ч относительно других широт.
Южный тропический регион включает Южный экваториальный пояс (SEB) и Южную тропическую зону. Это безусловно, самый активный регион на планете, так как он является домом для его сильнейшего ретроградного реактивного потока. SEB - обычно самый широкий и темный пояс на Юпитере; иногда он разделяется на зону (SEBZ) и может полностью исчезнуть каждые 3–15 лет, прежде чем снова появиться в так называемом цикле возрождения SEB. Через несколько недель или месяцев после исчезновения пояса образуется белое пятно, из которого извергается темно-коричневый материал, который ветрами Юпитера растягивается в новый пояс. Последний раз исчез в мае 2010 года. Еще одна характерная черта SEB - это длинная череда циклонических возмущений, следующих за Большим красным пятном. Как и NTropZ, STropZ - одна из самых заметных зон на планете; он не только содержит GRS, но и время от времени разрушается Южными тропическими нарушениями (STropD), разделением зоны, которое может быть очень долгоживущим; самый известный из них длился с 1901 по 1939 год.
Это изображение с HST показывает редкую волновую структуру к северу от экватора планеты. Южно-умеренный регион или Южно-умеренный пояс (STB) - еще одна темная зона., выступающий пояс, больше, чем NTB; до марта 2000 г. его самыми известными чертами были долгоживущие белые овалы BC, DE и FA, которые с тех пор слились, чтобы сформировать Oval BA («Красный младший»). Овалы были частью Южно-умеренной зоны, но они простирались в СТБ, частично перекрывая ее. STB иногда блекнет, по-видимому, из-за сложных взаимодействий между белыми овалами и GRS. Внешний вид Южно-умеренной зоны (STZ) - зоны, в которых возникли белые овалы, сильно изменившиеся.
На Юпитере есть и другие особенности, которые либо временны, либо трудны для наблюдения с Земли. Южно-Южный умеренный регион труднее различить даже, чем NNTR; его детали неуловимы и могут быть хорошо изучены только с помощью больших телескопов или космических кораблей. Многие зоны и пояса имеют более временный характер и не всегда видны. Северная зона экваториального пояса (EB), зона северного экваториального пояса (NEBZ, белая зона внутри пояса) и зона южного экваториального пояса (SEBZ). Ремни также иногда раскалываются из-за внезапного сбоя. Когда возмущение разделяет обычно единичный пояс или зону, добавляется буква N или S, чтобы указать, является ли компонент северным или южным; например, NEB (N) и NEB (S).
2009 
2010 Циркуляция в атмосфере Юпитера заметно отличается от циркуляции в атмосфере Земли. Внутри Юпитер текуч и лишен твердой поверхности. Следовательно, конвекция может происходить по внешней молекулярной оболочке планеты. По состоянию на 2008 г. всеобъемлющая теория динамики атмосферы Юпитера еще не подбор. Любая такая теория должна объяснять следующие факты: существование узких стабильных полос и струй, симметричных относительно экватора Юпитера, сильная прямая струя, наблюдаемая на экваторе, различие между зонами и поясами, а также происхождение и устойчивость больших вихрей. такие как Большое Красное Пятно.
Теории, касающиеся динамики атмосферы Юпитера, можно условно разделить на два класса: мелкие и глубокие. Первая оценка, что наблюдаемая циркуляция в основном ограничена тонким внешним (погодным) слоем планеты, который перекрывает стабильную внутреннюю часть. Последняя гипотеза внешней циркулирующей оболочке Юпитера. Две теории имеют свои успехи и неудачи.
Первые попытки динамику атмосферы Юпитера к 1960-е годы. Отчасти они основывались на земной метеорологии, которая к тому времени стала хорошо развитой. В этих неглубоких моделях, что струи на Юпитере вызываются мелкомасштабной турбулентностью, которая, в свою очередь, поддерживает влажную конвекцию во внешнем слое атмосферы (над водяными облаками). Влажная конвекция - это явление, связанное с конденсацией и испарением воды, и одна из основных движущихся сил земной погоды. Создание струй в этой модели связано с известным своим двойным турбулентностью - так называемым обратным каскадом, в котором небольшие турбулентные структуры (вихри) сливаются, образуя более крупные. Конечный размер планеты означает, что каскад не может создавать структуры, чем некоторый характерный масштаб, который для Юпитера называется масштабом Рейна. Его существование связано с образованием Россби. Этот процесс работает следующим образом: когда самые большие турбулентные структуры допустимого размера, энергия начинает течь в волны Россби, а не в более крупных структурах, и обратный каскад останавливается. На временной сферической быстро вращающейся планете дисперсионное соотношение волн Россби анизотропным, масштаб Рейнса в направлении, параллельном экватору, больше, чем в направлении, ортогональном ему. Конечным результатом описанного выше процесса является производство крупномасштабных удлиненных структур, параллельных экватору. Их меридиональная протяженность соответствует ширине струй. Следовательно, в мелководных моделях вихри питают струи и исчезнуть, слившись с ними.
Хотя эти модели погодного слоя могут успешно объяснить существование дюжины узких струй, у них есть серьезные проблемы. Ярким недостатком модели является прямая (супервращающаяся) экваториальная струя: за редкими исключениями мелкие модели сильную ретроградную (субвращающуюся) струю, вопреки наблюдениям. Кроме того, струи нестабильны и со временем исчезнуть. Мелкие модели не могут объяснить, как наблюдаемые атмосферные потоки на Юпитереают нарушения устойчивости. Более сложные многослойные версии моделей погодных слоев более стабильную циркуляцию. Между тем, Galileo Probe обнаружил, что ветры на Юпитере простираются значительно ниже водяных облаков при давлении 5–7 бар и не обнаруживают никаких признаков распада до уровня давления 22 бара, что подразумевает циркуляцию в Юпитере. На самом деле атмосфера может быть глубокой.
Глубинная модель была впервые предложена Буссом в 1976 году. Его модель была на другой хорошо известной особенности механики жидкости, Теорема Тейлора - Праудмена. Он утверждает, что в любой быстро вращающейся баротропной идеальной жидкости потоки организованы в серию цилиндров, параллельных оси вращения. Условия теоремы, вероятно, выполняются в жидкой внутренней части Юпитера. Следовательно, мантия молекулярного водорода может быть разделена на цилиндры, причем каждый цилиндр имеет независимую от других циркуляцию. Те широты, где внешняя и внутренняя границы цилиндров пересекаются с видимой поверхностью планеты, соответствуют джетам; сами цилиндры обозначают как зоны и ремни.
Тепловое изображение Юпитера, полученное Инфракрасным телескопом НАСА Глубинная модель легко объясняет сильную прямую струю, наблюдаемую на экваторе Юпитера; создаваемые им струи стабильные и не подчиняются критерию устойчивости 2D. Однако у него есть серьезные трудности; он производит очень небольшое количество широких струй, и это означает, что упрощенные модели используются для обоснования глубокой циркуляции, могут не уловить важные аспекты гидродинамики внутри Юпитер. Одна модель опубликованная в 2004 году, успешно воспроизела структура полосовой и Юпитера. Предполагалось, что мантия молекулярного тоньше, чем во всех других моделях; занимая только внешние 10% радиуса Юпитера. В стандартных моделях интерьера Юпитера мантия составляет 20–30% внешних. Другая проблема - обеспечение глубокого кровообращения. Глубокие потоки могут быть вызваны как мелкими силами (например, влажной конвекцией), так и глубокой конвекцией в масштабах всей планеты, переносить тепло из недр Юпитера. Какой из этих механизмов важнее, пока не ясно.
Как известно с 1966 года, Юпитер излучает больше тепла, чем получает от Солнца. По оценкам, отношение тепловой мощности, излучаемой планетой, к тепловой мощности, поглощаемой Солнцем, составляет 1,67 ± 0,09. Внутренний тепловой поток от Юпитера составляет 5,44 ± 0,43 Вт / м, тогда как общая излучаемая мощность составляет 335 ± 26 петаватт. Последнее значение примерно равно одной миллиардной общей мощности, излучаемой Солнцем. Это избыточное тепло в основном является первичным теплом на ранних этапах формирования Юпитера.
Внутреннее тепло может иметь важное значение для динамики юпитерианской атмосферы. В то время как Юпитер имеет небольшой наклон около 3 °, а его полюса гораздо меньше солнечной радиации, чем его экватор, температуры тропосферы не меняются от экватора к полюсам. Одно из объяснений состоит в том, что конвективная внутренняя часть Юпитера работает как термостат, выделяя больше тепла около, чем в экваториальной области. Это приводит к равномерной температуре в тропосфере. В то время как тепло переносится от экватора к полюсам в основном через атмосферу на Земле, на Юпитере глубокая конвекция уравновешивает тепло. Считается, что конвекция в недрах Юпитера вызвана в основном внутренним теплом.
New Horizons ИК-изображение атмосферы Юпитера Атмосфера Юпитера являются домом для сотен вихрей - круговых вращающихся структур, которые, как и в атмосфере Земли, можно разделить на два класса: циклоны и антициклоны. Циклоны вращаются в направлении, аналогичном вращению планеты (против часовой стрелки в северном полушарии и по часовой стрелке в южном); антициклоны вращаются в обратном направлении. Однако, в отличие от земной атмосферы, на Юпитере антициклоны преобладают над циклонами - более 90% вихрей диаметром более 2000 км являются антициклонами. Время жизни юпитерианских вихрей варьируется от нескольких дней до сотен лет в зависимости от их размера. Например, средний срок жизни антициклона диаметром от 1000 до 6000 км составляет 1–3 года. Вихри никогда не наблюдались в экваториальной области Юпитера (в пределах 10 ° широты), где они нестабильны. Как и на любой быстро вращающейся планете, антициклоны Юпитера - это центры высокого давления, а циклоны - низкого давления.
Большое холодное пятно на Юпитере 
облака Юпитера. (Юнона ; Октябрь 2017 г.) Антициклоны в атмосфере Юпитера всегда ограничены зонами, где скорость ветра увеличивается в направлении от экватора к полюсам. Обычно они яркие и выглядят как белые овалы. Они могут двигаться по долготе, но оставаться примерно на той же широте, поскольку они не могут покинуть ограничивающую зону. Скорость ветра на их периферии около 100 м / с. Разные антициклоны, расположенные в одной зоне, при сближении имеют тенденцию сливаться. Однако у Юпитера есть два антициклона, которые несколько отличаются от всех остальных. Это Большое красное пятно (GRS) и овал BA; последний образовался только в 2000 году. В отличие от белых овалов, эти структуры красные, вероятно, из-за выемки красного материала из глубин планеты. На Юпитере антициклоны обычно образуются в результате слияния более мелких структур, включая конвективные бури (см. Ниже), хотя большие овалы могут возникать в результате нестабильности струй. Последнее наблюдалось в 1938–1940 гг., Когда в результате нестабильности южной умеренной зоны появилось несколько белых овалов; позже они слились в Овал BA.
В отличие от антициклонов, циклоны Юпитера имеют тенденцию быть небольшими, темными и неправильными структурами. Некоторые из более темных и регулярных черт известны как коричневые овалы (или значки). Однако было высказано предположение о существовании нескольких долгоживущих больших циклонов. Помимо компактных циклонов, Юпитер имеет несколько крупных неправильных нитевидных пятен, которые демонстрируют циклоническое вращение. Один из них расположен к западу от GRS (в районе его следа ) в южном экваториальном поясе. Эти пятна называются циклоническими регионами (CR). Циклоны всегда расположены в поясах и имеют тенденцию сливаться при встрече друг с другом, как и антициклоны.
Глубинная структура вихрей не совсем ясна. Считается, что они относительно тонкие, поскольку любая толщина более 500 км приведет к нестабильности. Известно, что большие антициклоны простираются всего на несколько десятков километров над видимыми облаками. Ранняя гипотеза о том, что вихри представляют собой глубокие конвективные шлейфы (или конвективные столбы) по состоянию на 2008 г., не разделяется большинством ученых-планетологов.
Большое красное пятно - это уменьшается в размерах (15 мая 2014 г.). Большое красное пятно (GRS) - это стойкая антициклоническая орма, находящаяся в 22 ° к югу от экватора Юпитера; наблюдения с Земли показывают, что минимальная продолжительность шторма составляет 350 лет. Джан Доменико Кассини описал шторм как «постоянное пятно» после наблюдения за ним в июле 1665 года с его мастером по инструментам Евстахио Дивини. Согласно отчету Джованни Баттиста Риччоли в 1635 году, Леандр Бандтиус, которого Риччоли идентифицировал как аббата Данисбурга, который обладал «необычным телескопом», наблюдал большое пятно, которое онал как «овальное, равное одной седьмой». По словам Риччоли, «эти детали редко можно увидеть, и то только в телескопическом увеличении качества и увеличения». Однако Великое пятно почти постоянно наблюдается с 1870-х годов.
GRS вращается против часовой стрелки с периодом около шести земных дней или 14 юпитерианских дней. Его размеры составляют 24 000–40 000 км с востока на запад и 12 000–14 000 км с севера на юг. В начале 2004 года оно может стать круговой к 2040 году, хотя это маловероятно из-за того, что оно составляет 40 000 км в диаметре.
Инфракрасное изображение GRS (вверху) и овала BA (внизу слева), показывающее его хо, искажает эффект соседних струйных течений. лодный центр, полученное наземным Очень большой телескоп. Для сравнения показано изображение, сделанное космическим телескопом Хаббла (внизу). Согласно исследованию исследованию из Калифорнийского университета в Беркли, с 1996 по 2006 год пятно потеряло 15 процентов своей диаметра по большой оси. Ксилар Эсей-Дэвис, который был в команде, проводившей, отметила, что пятно не исчезает, потому что «скорость - более надежное измерение, потому что облака, связанные с пятном, также сильно от множества других явлений в окружающей атмосфере.. "
Инфракрасные данные уже давно указывают на то, что Большое Красное Пятно холоднее (и, следовательно, выше по высоте), чем большинство других облаков на планете; верхушки облаков GRS находятся примерно на 8 Кроме того, тщательное отслеживание атмосферных характеристик показало, что пятно вращалось против часовой стрелки еще в 1966 году - наблюдения убедительно подтверждены первыми покадровыми видеороликами с облетов «Вояджера». (прямое направление) на юг и очень сильным западным (ретроградным) потоком на север. Хотя скорость ветра вокруг края пятна составляет 120 м / с (432 км / ч), течения внутри него кажутся застойными с небольшим притоком или оттоком. В 2010 году астрономы изобразили GRS в далекой инфракрасной области (от 8,5 до 24 мкм).) с пространственным разрешением выше, что его центральная, самая красная область теплее окружающей среды на 3–4 K. Давлая воздушная в верхней тропосфере находится в диапазоне 200–500 мбар. Это теплое центральное пятно медленно вращается в противоположных направлениях, и это может быть вызвано слабым оседанием воздуха в центре GRS.
Широта Большого Красного Пятна остается стабильной на протяжении всех хороших наблюдений, обычно колеблется примерно на градус. Однако его долгота подвержена постоянным изменениям. Видимые детали не вращаются равномерно на всех широтах, астрономы определили разные системы определения долготы. Система II используется для широт более 10 ° и изначально была основана на средней скорости вращения Большого Красного Пятна 9 часов 55 минут 42 секунд. Несмотря на это, с начала 19-го века пятно «касалось» планеты в Системе II как минимум 10 раз. Скорость его дрейфа резко изменилась с годами и обстоятельствами Южного экваториального пояса и наличием южных тропических возмущений.
Приблизительное сравнение размеров Земли, наложенное на это изображение 29 декабря 2000 г., показывающее Большое красное пятно Точно неизвестно, что вызывает красноватый цвет Большого красного пятна. Теории, подтвержденные лабораторными экспериментами, предполагают, что цвет может быть вызван сложными органическими молекулами, красным фосфором или еще одним соединением серы. GRS сильно различается по оттенку, от почти кирпично-красного до бледно-лососевого или даже белого. Более высокая температура самой красной центральной области - первое свидетельство того, что на цвет Пятна влияют факторы окружающей среды. Пятно иногда исчезает из видимого спектра, становясь заметным только через впадину Красного пятна, которая является ее нишей в Южном экваториальном поясе (ЮЭБ). Видимость GRS, очевидно, связана с появлением SEB; когда пояс ярко-белый, пятно обычно темное, а когда темно, пятно обычно светлое. Периоды, когда пятно темное или светлое, случаются нерегулярно; за 50 лет с 1947 по 1997 г. пятно было самым темным в периоды 1961–1966, 1968–1975, 1989–1990 и 1992–1993. В ноябре 2014 года анализ данных миссии НАСА «Кассини» показал, что красный цвет, вероятно, является результатом разрушения простых химикатов солнечным ультрафиолетовым излучением в верхних слоях атмосферы планеты.
Большое красное пятно не должно быть его путают с Большим темным пятном, особенностью, наблюдаемой около северного полюса Юпитера в 2000 году космическим кораблем Кассини-Гюйгенс. Элемент в атмосфере Нептуна также был назван Большим темным пятном. Последняя деталь, изображенная на Voyager 2 в 1989 году, могла быть атмосферной дырой, а не штормом. В 1994 г. его больше не было, хотя похожее пятно появилось дальше на север.
Овал BA (слева) Овал BA - красный шторм в южном полушарии Юпитера, похожий на образуются, хотя и меньше, чем Большое Красное Пятно (его часто ласково называют «Красное пятно-младший», «Красное младшее» или «Маленькое красное пятно»). Особенность Южного умеренного пояса, Овал BA впервые была замечена в 2000 году после столкновения трех небольших белых штормов и с тех пор усилилась.
Образование трех белых овальных штормов, которые позже слились в Овальную BA можно проследить до 1939 года, когда южная умеренная зона была разорвана темными элементами, которые фактически разделили зону на три длинных участка. Наблюдатель с Юпитера Элмер Дж. Риз обозначил темные участки AB, CD и EF. Рифты расширились, сжав оставшиеся сегменты STZ в белые овалы FA, BC и DE. Овалы BC и DE объединились в 1998 году, образовав Oval BE. Затем, в марте 2000 года, BE и FA объединились, образовав Oval BA. (см. Белые овалы, ниже)
Формирование овала BA из трех белых овалов 
Овальный BA (внизу), Большое красное пятно (вверху) и «Детское красное пятно» (посередине) во время краткая встреча в июне 2008 г. Овальный BA медленно начал краснеть в августе 2005 г. 24 февраля 2006 г. филиппинский астроном-любитель Кристофер Го обнаружил изменение цвета, отметив, что оно достигло того же оттенка. как GRS. В результате писатель НАСА доктор Тони Филлипс предложил назвать его «Красное пятно-младший». или «Красный младший»
В апреле 2006 г. группа астрономов, полагая, что Овал BA может сходиться с GRS в том же году, наблюдала штормы с помощью космического телескопа Хаббл. Штормы сменяют друг друга примерно каждые два года, но прошедшие 2002 и 2004 годы не принесли ничего интересного. Доктор Эми Саймон -Миллер из Центра космических полетов Годдарда предсказал, что штормы пройдут ближе всего 4 июля 2006 года. 20 июля были сфотографированы два шторма. друг друга с помощью Обсерватории Близнецов, не сходясь.
Почему Овал BA стал красным, не понятно. Согласно исследованию 2008 года, проведенному доктором Сантьяго Перес-Ойос из Университета Страны Басков, наиболее вероятным механизмом является «восходящая и внутренняя диффузия либо окрашенного соединения, либо пара покрытия, который может позже взаимодействовать с солнечными фотонами высокой энергии на верхние уровни Овального БА ». Некоторые считают, что небольшие бури (и соответствующие им белые пятна) на Юпитере становятся красными, когда ветры становятся достаточно мощными, чтобы вытягивать из более глубоких слоев атмосферы определенные газы, которые меняют цвет, когда эти газы подвергаются воздействию солнечного света.
Овал BA становится сильнее, согласно наблюдениям космического телескопа Хаббл в 2007 году. Скорость ветра достигла 618 км / ч; примерно такой же, как в Большом Красном Пятне, и намного сильнее, чем любой из предшествующих штормов. По состоянию на июль 2008 года его размер составляет примерно диаметр Земли - примерно половину размера Большого Красного Пятна.
Овальный BA не следует путать с другим крупным штормом на Юпитере, Южное тропическое маленькое красное пятно (LRS) (прозванное НАСА "Детское красное пятно"), которое было уничтожено GRS. Новый шторм, который раньше был белым пятном на снимках телескопа Хаббла, стал красным в мае 2008 года. Наблюдения проводились Имке де Патер из Калифорнийского университета в Беркли, США. Красное пятно младенца столкнулось с GRS в конце июня - начале июля 2008 г., и в ходе столкновения меньшее красное пятно было разорвано на части. Остатки Детского Красного Пятна сначала отправились на орбиту, а затем были поглощены GRS. Последние из остатков красноватого цвета, которые были идентифицированы астрономами, исчезли к середине июля, а оставшиеся части снова столкнулись с GRS, а затем окончательно слились с более крупным штормом. Остальные части Детского Красного Пятна полностью исчезли к августу 2008 года. Во время этой встречи Овал Б.А. присутствовал поблизости, но не играл очевидной роли в разрушении Детского Красного Пятна.
Молния на ночной стороне Юпитера, снято орбитальным аппаратом Галилео в 1997 г. 
Юпитер - южные штормы - JunoCam Бури на Юпитере похожи на грозы на Земле. Они проявляются в виде ярких комковатых облаков размером около 1000 км, которые время от времени появляются в циклонических областях поясов, особенно в пределах сильных западных (ретроградных) джетов. В отличие от вихрей, штормы - явление недолговечное; самые сильные из них могут существовать несколько месяцев, а средняя продолжительность жизни составляет всего 3–4 дня. Считается, что они в основном связаны с влажной конвекцией в тропосфере Юпитера. Штормы на самом деле представляют собой высокие конвективные колонны (шлейфы ), которые переносят влажный воздух из глубин в верхнюю часть тропосферы, где он конденсируется в облака. Типичная вертикальная протяженность юпитерианских штормов составляет около 100 км; поскольку они простираются от уровня давления около 5–7 бар, где находится основание гипотетического слоя водяных облаков, до уровня 0,2–0,5 бар.
Штормы на Юпитере всегда связаны с молния. Получение изображений ночного полушария Юпитера космическими аппаратами Галилей и Кассини показало регулярные световые вспышки в поясах Юпитера и вблизи мест расположения западных джетов, особенно на 51 ° с.ш., 56 ° южной широты и 14 ° южной широты. На Юпитере удары молнии в среднем в несколько раз мощнее, чем на Земле. Однако они встречаются реже; свет мощностью, излучаемый из данной области, аналогичен свету на Земле. Несколько вспышек были обнаружены в полярных регионах, что сделало Юпитер второй известной планетой после Земли, на которой наблюдаются полярные молнии. Микроволновый радиометр (Juno) обнаружил гораздо больше в 2018 году.
Каждые 15–17 лет Юпитер отмечен особенно мощными штормами. Они появляются на 23 ° северной широты, где находится самая сильная струя на восток, достигающая 150 м / с. В последний раз подобное событие наблюдалось в марте – июне 2007 г. Две бури возникли в северном умеренном поясе, разнесенном по долготе на 55 °. Они сильно повредили пояс. Темный материал, который был унесен штормом, смешался с облаками и изменил цвет пояса. Штормы двигались со скоростью до 170 м / с, немного быстрее, чем сама струя, что указывает на существование сильных ветров глубоко в атмосфере.
JIRAM изображение южных ЦТК Другой примечательной особенностью Юпитера являются его циклоны у северного и южного полюсов планеты. Они называются циркумполярными циклонами (ЦПК), и они наблюдались космическим аппаратом Juno с использованием JunoCam и JIRAM. Циклоны наблюдались только в течение относительно короткого времени с 1 по 15, что составляет приблизительно 795 дней или два года. Северный полюс имеет восемь циклонов, движущихся вокруг центрального циклона (NPC), в то время как южный полюс имеет только пять циклонов вокруг центрального циклона (SPC) с промежутком между первым и вторым циклонами. Циклоны похожи на ураганы на Земле с висящими спиральными рукавами и более плотным центром, хотя между центрами есть различия в зависимости от конкретного циклона. Северные ЦТК обычно сохраняют свою форму и положение по сравнению с южными ЦТК, и это может быть связано с более высокими скоростями ветра, которые наблюдаются на юге, где средняя скорость ветра составляет от 80 до 90 м / с. Хотя среди южных ЦТК наблюдается большее движение, они, как правило, сохраняют пятиугольную структуру относительно полюса. Также было замечено, что угловая скорость ветра увеличивается по мере приближения к центру, а радиус становится меньше, за исключением одного циклона на севере, который может иметь вращение в противоположном направлении. Разница в количестве циклонов на севере по сравнению с югом связана с размером циклонов. Южные ЦТК имеют тенденцию быть больше с радиусами от 5600 км до 7000 км, в то время как северные ЦТК варьируются от 4000 км до 4600 км.
Северные циклоны имеют тенденцию сохранять восьмиугольную структуру с NPC в качестве центральной точки. Северные циклоны имеют меньше данных, чем южные циклоны, из-за ограниченной освещенности в северно-полярную зиму, что затрудняет для JunoCam получение точных измерений северных положений CPC в каждом перийове (53 дня), но JIRAM может собрать достаточно данных для понимания северные КТК. Из-за ограниченного освещения трудно увидеть северный центральный циклон, но сделав четыре орбиты, можно частично увидеть NPC и идентифицировать восьмиугольную структуру циклонов. Ограниченное освещение также затрудняет наблюдение за движением циклонов, но ранние наблюдения показывают, что NPC смещен от полюса примерно на 0,5˚, а CPC обычно сохраняют свое положение вокруг центра. Несмотря на то, что данные получить труднее, было замечено, что северные CPC имеют скорость сноса на запад от 1˚ до 2,5˚ за перийовь. Седьмой циклон на севере (n7) дрейфует немного больше, чем другие, и это связано с антициклоническим белым овалом (AWO), который уносит его дальше от NPC, что приводит к небольшому искажению восьмиугольной формы.
Текущие данные показывают, что SPC показывает изменение положения между 1˚ и 2,5˚ по широте и остается в диапазоне от 200˚ до 250˚ долготы, и продемонстрировали доказательства того, что это повторяется примерно каждые 320 дней. Южные циклоны, как правило, ведут себя так же, как северные, и поддерживают пятиугольную структуру вокруг SPC, но есть некоторые индивидуальные движения от некоторых из CPC. Южные циклоны не движутся вокруг южного полюса, но их вращение более устойчиво вокруг SPC, который смещен от полюса. Краткосрочные наблюдения показывают, что южные циклоны перемещаются приблизительно на 1,5 ° за перийовь, что мало по сравнению со скоростью ветра циклонов и турбулентной атмосферы Юпитера. Промежуток между первым и вторым циклонами обеспечивает большее движение для этих конкретных CPC, что также вызывает движение других циклонов, которые находятся рядом, но четвертый циклон перемещается меньше, поскольку он находится дальше всего от промежутка. Южные циклоны движутся по часовой стрелке по отдельности, но их движение в виде пятиугольной структуры движется против часовой стрелки и смещается больше к западу.
Циркумполярные циклоны имеют разную морфологию, особенно на севере, где циклоны имеют «заполненную» или «хаотическую» структуру. Внутренняя часть «хаотических» циклонов имеет мелкие облачные полосы и пятна. «Заполненные» циклоны имеют резко очерченную лопастную область, ярко-белую у края с темной внутренней частью. На севере четыре «заполненных» циклона и четыре «хаотических» циклона. Все южные циклоны имеют обширную мелкомасштабную спиральную структуру снаружи, но все они различаются по размеру и форме. Циклоны практически не наблюдаются из-за низких углов наклона солнца и дымки, которая обычно находится над атмосферой, но то немногое, что наблюдали, показывает, что циклоны имеют красноватый цвет.
Изображение экваториальной горячей точки в ложном цвете Нормальный рисунок полос и зон иногда нарушается на время. Один особый класс нарушений - это долгоживущие затемнения в южной тропической зоне, обычно называемые «южными тропическими нарушениями» (ЗППП). Самый долгоживущий ЗППП в зарегистрированной истории наблюдался с 1901 по 1939 год, когда его впервые увидел Перси Б. Молсворт 28 февраля 1901 года. Оно приняло форму затемнения над частью обычно яркой южной тропической зоны.. С тех пор было зарегистрировано несколько подобных возмущений в южной тропической зоне.
Горячие точки - одна из самых загадочных особенностей атмосферы Юпитера. В них воздух относительно свободен от облаков, и тепло может уходить из глубины без особого поглощения. На инфракрасных изображениях, полученных на длине волны около 5 мкм, пятна выглядят как яркие пятна. Они преимущественно расположены в поясах, хотя на северной окраине экваториальной зоны есть череда заметных горячих точек. Galileo Probe спустился в одно из этих экваториальных мест. Каждое экваториальное пятно связано с ярким облачным шлейфом , расположенным к западу от него и достигающим размеров до 10 000 км. Горячие точки обычно имеют круглую форму, хотя они не похожи на вихри.
Происхождение горячих точек неясно. Они могут быть либо нисходящими, где нисходящий воздух адиабатически нагревается и осушается, либо, альтернативно, они могут быть проявлением волн планетарного масштаба. Последняя гипотеза объясняет периодичность экваториальных пятен.
Покадровая последовательность от приближения Вояджера 1 к Юпитеру Ранние современные астрономы, используя небольшие телескопы зафиксировали изменение внешнего вида атмосферы Юпитера. Их описательные термины - пояса и зоны, коричневые и красные пятна, перья, баржи, фестоны и серпантины - все еще используются. Другие термины, такие как завихренность, вертикальное движение, высота облаков, вошли в обиход позже, в 20-м веке.
Первые наблюдения атмосферы Юпитера с более высоким разрешением, чем это возможно с помощью наземных телескопов, были сделаны Пионер 10 и 11 космические корабли. Первые по-настоящему подробные изображения атмосферы Юпитера были получены с помощью «Вояджеров» . Два космических корабля могли снимать детали с разрешением всего 5 км в различных спектрах, а также создавать "фильмы приближения" атмосферы в движении. Galileo Probe, у которого возникли проблемы с антенной, видел меньше атмосферы Юпитера, но с лучшим средним разрешением и более широкой спектральной полосой.
Сегодня астрономы имеют доступ к непрерывным записям атмосферы Юпитера. атмосферная активность благодаря телескопам, таким как космический телескоп Хаббла. Они показывают, что атмосфера иногда подвергается сильным возмущениям, но в целом она удивительно стабильна. Вертикальное движение атмосферы Юпитера в значительной степени определялось идентификацией газовых примесей наземными телескопами. Спектроскопические исследования после столкновения кометы Шумейкера – Леви 9 позволили получить представление о Юпитере. композиция под верхушками облаков. Было зарегистрировано присутствие двухатомной серы (S2) и сероуглерода (CS 2) - первое обнаружение любого из них на Юпитере и только второе обнаружение S 2 в любом астрономическом объекте - вместе с другими молекулами, такими как аммиак (NH 3) и сероводород (H2S), тогда как кислородсодержащие молекулы, такие как диоксид серы, не были обнаружены, к удивлению астрономов.
Атмосферный зонд Galileo, когда он погрузился в Юпитер, измерил ветер, температуру, состав, облака и уровень радиации до 22 бар. Однако ниже 1 бара в другом месте на Юпитере есть неопределенность в величинах.
Более узкий вид Юпитера и Большого Красного Пятна, как видно из Вояджера 1 в 1979 Первое обнаружение GRS часто приписывают Роберту Гуку, описавшему место на планете в мае 1664 года; однако вполне вероятно, что место Гука вообще находилось не в том поясе (Северный экваториальный пояс по сравнению с нынешним местоположением в Южном экваториальном поясе). Гораздо более убедительно описание Джованни Кассини «постоянного места» в следующем году. При колебаниях видимости пятно Кассини наблюдали с 1665 по 1713 год.
Небольшая загадка касается пятна Юпитера, изображенного около 1700 года на холсте Донато Крети, которое выставлено на Ватикан. Это часть серии панелей, на которых разные (увеличенные) небесные тела служат фоном для различных итальянских сцен, создание всех которых для точности наблюдал астроном Евстахио Манфреди. Картина Крети - первая известная картина, на которой GRS изображен красным цветом. До конца 19 века ни один объект Юпитера не был официально описан как красный.
Настоящий GRS был впервые замечен только после 1830 года и хорошо изучен только после заметного явления в 1879 году. Между проведенными наблюдениями находится 118-летний промежуток. после 1830 года с момента открытия 17 века; Неизвестно, рассеялось ли и сформировалось ли исходное пятно заново, потускнело или даже результаты наблюдений были просто плохими. У более старых пятен была короткая история наблюдений и более медленное движение, чем у современного пятна, что делает их идентичность маловероятной.
Камера Хаббла Wide Field Camera 3 зафиксировала область GRS самого маленького размера за всю историю. 25 февраля 1979 года, когда космический корабль "Вояджер-1 " находился в 9,2 миллиона километров от Юпитера, он передал на Землю первое подробное изображение Большого Красного Пятна. Были видны детали облаков диаметром 160 км. Красочный волнистый узор облаков, видимый к западу (слева) от GRS, - это область следа пятна, где наблюдаются необычайно сложные и переменные движения облаков.
Белые овалы, которые позже сформировали Овал BA, полученный орбитальным аппаратом Galileo в 1997 г. Белые овалы, которые должны были стать Oval BA, образовались в 1939 г. Они покрывали почти 90 градусов от долготы вскоре после их образования, но быстро сократился в течение их первого десятилетия; их длина стабилизировалась на уровне 10 градусов или меньше после 1965 года. Хотя они возникли как сегменты STZ, в ходе эволюции они полностью встроились в Южно-умеренный пояс, что позволяет предположить, что они двинулись на север, «копая» нишу в STB. Действительно, как и в случае с GRS, их циркуляция была ограничена двумя противоположными реактивными потоками на их северной и южной границах, с направленной на восток струей на север и ретроградной на запад на юге.
На продольное движение овалов, по-видимому, влияли два фактора: положение Юпитера на его орбите (они стали быстрее на афелии ) и их близость к GRS (они ускорялись, когда в пределах 50 градусов от Пятна). Общая тенденция скорости дрейфа белого овала заключалась в замедлении с уменьшением вдвое между 1940 и 1990 годами.
Во время пролета космического корабля "Вояджер" овалы простирались примерно на 9000 км с востока на запад, на 5000 км с севера. на юг, и менялся каждые пять дней (по сравнению с шестью днями для GRS в то время).
Портал Солнечной системы  | Викискладе есть медиафайлы, связанные с Атмосфера Юпитера. |
