Atmosfera lui Jupiter

Atmosfera lui Jupiter  este o înveliș de gaz care înconjoară Jupiter . Este cea mai mare atmosferă planetară din sistemul solar . Compus predominant din hidrogen și heliu . Alte elemente sunt prezente în cantități mici în compuși precum metanul , amoniacul , hidrogenul sulfurat și apa . Compoziția atmosferei este similară cu compoziția întregii planete în ansamblu [1] .

Atmosfera lui Jupiter nu are o limită inferioară clară - trece fără probleme în oceanul de hidrogen lichid [2] . Se disting următoarele straturi ale atmosferei (de jos în sus): troposferă , stratosferă , termosferă și exosferă . Stratul cel mai de jos - troposfera - conține un sistem complex de nori și ceață, inclusiv straturi de amoniac, hidrosulfură de amoniu și apă [3] . Norii superiori de amoniac observați pe „suprafața” lui Jupiter sunt organizați în numeroase benzi paralele cu ecuatorul și mărginiți de curenți atmosferici zonali puternici (vânt) cunoscuți sub denumirea de „jeturi” . Dungile au culori diferite: dungile mai închise sunt numite în mod obișnuit „centuri”, iar cele deschise sunt numite „zone”. Zonele sunt zone de debite ascendente care au o temperatură mai scăzută decât curele - zone de debite descendente [4] .

Originea structurii dungilor și jeturilor nu este cunoscută cu siguranță, au fost propuse două modele ale acestei structuri . Modelul de suprafață presupune că acestea sunt fenomene de suprafață peste regiunile interioare stabile . Modelul profund presupune că dungile și jeturile sunt manifestări de suprafață ale circulației profunde care apar în mantaua joviană , care constă din hidrogen molecular și este organizată ca un sistem de cilindri [5] .

În atmosfera lui Jupiter apar diverse fenomene active, cum ar fi instabilitatea benzilor, vârtejele ( cicloni și anticicloni ), furtuni și fulgere [6] . Vortexurile arată ca pete mari roșii, albe și maro (ovale). Cele mai mari două pete, Marea Pată Roșie (GRS) [7] și BA ovală [8]  , au o nuanță roșiatică. Ele, ca majoritatea celorlalte puncte mari, sunt anticicloni. Anticiclonii mici sunt de obicei albi. Se presupune că adâncimea turbiilor nu depășește câteva sute de kilometri .

Situat în emisfera sudică, BKP este cel mai mare vârtej cunoscut din sistemul solar. Acest vortex ar putea găzdui mai multe planete de dimensiunea Pământului și există de cel puțin 350 de ani . Oval BA, care este situat la sud de BKP și este de trei ori mai mic decât acesta din urmă, este o pată roșie formată în 2000 la fuziunea a trei ovale albe [9] .

Furtuni puternice cu furtuni fulgerează constant pe Jupiter . O furtună este rezultatul convecției umede în atmosferă asociată cu evaporarea și condensarea apei. Acestea sunt zone cu mișcare puternică în sus a aerului, ceea ce duce la formarea de nori strălucitori și denși. Furtunile se formează în principal în regiunile centurii. Descărcările fulgerelor pe Jupiter sunt mult mai puternice decât pe Pământ , dar sunt mai puține, astfel încât nivelul mediu al activității fulgerelor este apropiat de cel al pământului [10] .

Structura verticală

Atmosfera lui Jupiter este împărțită în 4 niveluri (enumerate în ordinea creșterii înălțimii): troposferă , stratosferă , termosferă și exosferă . Spre deosebire de atmosfera Pământului , atmosfera lui Jupiter nu are mezosferă [12] . Nu există suprafață solidă pe Jupiter, iar cel mai jos nivel al atmosferei - troposfera - trece lin în oceanul de hidrogen al mantalei [2] . Nu există granițe clare între lichid și gaz, deoarece temperatura și presiunea la acest nivel sunt mult mai mari decât punctele critice pentru hidrogen și heliu. Hidrogenul devine un fluid supercritic la aproximativ 12 bari [2] .

Deoarece limita inferioară a atmosferei nu este cunoscută cu exactitate, un nivel de presiune de 10 bar , 90 km sub presiunea de 1 bar, cu o temperatură de aproximativ 340 K, este considerat a fi baza troposferei [11] . În literatura științifică, un nivel de presiune de 1 bar este de obicei ales ca punct zero pentru înălțimile „de suprafață” a lui Jupiter [2] . Ca și pe Pământ, nivelul superior al atmosferei - exosfera - nu are o limită clar definită [13] . Densitatea sa scade treptat, iar exosfera trece lin în spațiul interplanetar la aproximativ 5000 km de „suprafață” [14] .

Variațiile verticale de temperatură din atmosfera joviană sunt similare cu cele de pe Pământ . Temperatura troposferei scade odată cu înălțimea până când atinge un minim numit tropopauză [15] , care este limita dintre troposferă și stratosferă. Pe Jupiter, tropopauza se află la aproximativ 50 km deasupra norilor vizibili (sau nivelul de 1 bar), unde presiunea și temperatura sunt apropiate de 0,1 bar și 110 K [11] [16] . În stratosferă, temperatura crește la aproximativ 200 K la trecerea la termosferă și la o altitudine și presiune de aproximativ 320 km și 1 microbar [11] . În termosferă, temperatura continuă să crească, ajungând în cele din urmă la 1000 K la aproximativ 1000 km altitudine și la o presiune de 1 nanobar [17] .

Troposfera lui Jupiter se caracterizează printr-o structură complexă de nori [3] . Norii superiori, situati la un nivel de presiune de 0,6-0,9 bari, constau din gheata de amoniac [18] . Se presupune că există un strat inferior de nori, format din hidrosulfură de amoniu (sau sulfură de amoniu ) (între 1-2 bar) și apă (3-7 bar) [19] [20] . Aceștia nu sunt cu siguranță nori de metan, deoarece temperatura acolo este prea mare pentru ca acesta să se condenseze [3] . Norii de apă formează cel mai dens strat de nori și au o influență puternică asupra dinamicii atmosferice. Acesta este rezultatul căldurii mari de condensare a apei și al conținutului ei mai mare în atmosferă în comparație cu amoniacul și hidrogenul sulfurat (oxigenul este un element chimic mai comun decât azotul sau sulful) [12] . Diverse straturi de ceață troposferică (200–500 mbar) și stratosferică (10–100 mbar) sunt situate deasupra stratului principal de nor [19] [21] . Acestea din urmă constau din hidrocarburi aromatice policiclice grele condensate sau hidrazină , care se formează în stratosferă (1-100 microbari) sub influența radiației ultraviolete solare asupra metanului sau amoniacului [3] . Abundența metanului în raport cu hidrogenul molecular din stratosferă este de 10 −4 [14] , în timp ce raportul dintre alte hidrocarburi, cum ar fi etanul și acetilena, față de hidrogenul molecular este de aproximativ 10 −6 [14] .

Termosfera lui Jupiter este situată la un nivel de presiune sub 1 μbar și este caracterizată de fenomene precum strălucirea aerului, aurore și raze X [ 22] . În cadrul acestui nivel al atmosferei, o creștere a densității electronilor și ionilor formează ionosfera [14] . Motivele predominării temperaturilor ridicate (800-1000 K) în atmosferă nu au fost pe deplin explicate [17] ; modelele actuale nu asigură temperaturi peste 400 K [14] . Acest lucru se poate datora adsorbției radiațiilor solare de înaltă energie (UV sau raze X), încălzirii particulelor încărcate de la accelerația în magnetosfera lui Jupiter sau împrăștierii undelor gravitaționale care se propagă în sus [23] . La latitudini și poli joase, termosfera și exosfera sunt surse de raze X, care a fost observată pentru prima dată de Observatorul Einstein în 1983 [24] . Particulele energetice din magnetosfera lui Jupiter sunt responsabile pentru ovalele aurorale strălucitoare care înconjoară polii. Spre deosebire de analogii terestre, care apar doar în timpul furtunilor magnetice, aurorele din atmosfera lui Jupiter sunt observate constant [24] . Termosfera lui Jupiter este singurul loc din afara Pământului unde a fost găsit un ion triatomic (H₃ + ) [14] . Acest ion provoacă o emisie puternică în infraroșu mediu la lungimi de undă între 3 și 5 µm și acționează ca principalul agent de răcire al termosferei [22] .

Compoziție chimică

Compoziția atmosferei lui Jupiter este similară cu cea a planetei în ansamblu [1] . Atmosfera lui Jupiter a fost studiată cel mai pe deplin în raport cu alte atmosfere ale giganților gazosi, deoarece a fost sondată direct de nava spațială de coborâre Galileo , care a fost lansată în atmosfera lui Jupiter la 7 decembrie 1995 [25] . Alte surse de informații despre compoziția atmosferei joviane sunt observațiile Observatorului Spațial Infraroșu (ISO) [26] , sondele interplanetare Galileo și Cassini [27] , precum și observațiile de la sol [1] .

Cele două componente principale ale atmosferei lui Jupiter sunt hidrogenul molecular și heliul [1] . Cantitatea relativă de heliu este de 0,157 ± 0,0036 în raport cu hidrogenul molecular în ceea ce privește numărul de molecule, iar fracția sa de masă, 0,234 ± 0,005 , este puțin mai mică decât valoarea primară [28] din Sistemul Solar [1] . Motivul pentru aceasta nu este complet clar, dar fiind mai dens decât hidrogenul, majoritatea heliului se poate condensa în miezul lui Jupiter [18] . Atmosfera conține, de asemenea, mulți compuși simpli, cum ar fi apa , metanul (CH₄), hidrogenul sulfurat (H₂S), amoniacul (NH₃) și fosfina (PH₃) [1] . Abundența lor relativă în troposfera adâncă (sub 10 bari) implică faptul că atmosfera lui Jupiter este de 3-4 ori mai bogată în carbon , azot , sulf și posibil oxigen [b] decât Soarele [c] [1] . Numărul gazelor nobile, precum argonul , criptonul și xenonul , depășește numărul celor de pe Soare (vezi tabel), în timp ce neonul este în mod clar mai mic [1] . Alți compuși chimici, arsina (AsH₃) și germanul (GeH₄), sunt prezenți doar în urme [1] . Atmosfera superioară a lui Jupiter conține cantități relative mici de hidrocarburi simple : etan , acetilenă și diacetilenă , care se formează sub influența radiației ultraviolete solare și a particulelor încărcate care sosesc din magnetosfera lui Jupiter [1] . Se crede că dioxidul de carbon , monoxidul de carbon și apa din atmosfera superioară își datorează prezența impactului în atmosfera lui Jupiter de la comete precum Cometa Shoemaker-Levy 9 . Apa nu poate veni din troposferă deoarece tropopauza , acționând ca o capcană rece, împiedică în mod eficient apa să se ridice la nivelul stratosferei [1] .

Observațiile de la sol, precum și observațiile de la nave spațiale, au condus la o cunoaștere îmbunătățită a raportului izotopilor din atmosfera lui Jupiter. Din iulie 2003, valoarea acceptată pentru cantitatea relativă de deuteriu  este (2,25 ± 0,35)⋅10 −5 [1] , care este probabil valoarea primară pentru nebuloasa protosolară din care sa format sistemul solar [26] . Raportul dintre izotopii de azot 15 N și 14 N din atmosfera lui Jupiter este de 2,3⋅10 −3 , ceea ce este cu o treime mai mic decât în ​​atmosfera Pământului (3,5⋅10 −3 ) [1] . Această din urmă descoperire este deosebit de semnificativă, deoarece teoriile anterioare ale formării sistemului solar credeau că valorile terestre ale izotopilor de azot erau primare [26] .

Zone, centuri și vârtejuri

Suprafața vizibilă a lui Jupiter este împărțită în mai multe benzi paralele cu ecuatorul. Există două tipuri de benzi: zone relativ luminoase și benzi întunecate [4] . Zona ecuatorială largă (EZ) se întinde aproximativ între latitudinile 7°S și 7°N. Deasupra și sub EZ se află Centurile Ecuatoriale de Nord și de Sud (NEB și SEB), extinzându-se la 18°N și, respectiv, 18°S. Mai departe de ecuator se află zonele tropicale de nord și de sud (NtrZ și STrZ) [4] . O astfel de alternanță invariabilă de centuri și zone continuă până la 50°S și N, unde manifestările lor vizibile devin oarecum mai puțin vizibile [30] . Centurile probabil continuă până la aproximativ 80° nord sau sud spre poli [4] .

Diferența de colorare dintre zone și centuri constă în diferențele dintre opacitatea norilor. Concentrația de amoniac în zone este mai mare, ceea ce duce la apariția unor nori mai denși de gheață de amoniac la altitudini mai mari, iar acest lucru, la rândul său, face zonele mai luminoase [15] . Pe de altă parte, norii de centură sunt mai subțiri și situati la altitudini mai mici [15] . Troposfera superioară este mai rece în zone și mai caldă în centuri [4] . Natura exactă a substanțelor care fac zonele și centurile lui Jupiter atât de „colorate” este necunoscută, dar pot include compuși complecși de sulf, fosfor și carbon [4] .

Centurile de Jupiter sunt mărginite de fluxuri atmosferice zonale (vânt), care se numesc „jeturi”. Jeturile care se deplasează spre vest (mișcare retrogradă) sunt de obicei observate când se deplasează de la zone la centuri (mai departe de ecuator), în timp ce cele care se deplasează spre est (mișcare normală) sunt de obicei observate când se deplasează de la centuri la zone [4] . Modelele atmosferei lui Jupiter sugerează că vânturile zonale scad în viteza centurii și cresc în zone de la ecuator la poli. Prin urmare, gradientul vântului în centuri este ciclonic, iar în zone este anticiclonic [20] . Zona ecuatorială este o excepție de la regulă, în care există o mișcare puternică a jeturilor spre est, iar viteza minimă locală a vântului este situată exact pe ecuator. Viteza jeturilor de pe Jupiter este foarte mare, pe alocuri atinge 100 m/s [4] . Această viteză corespunde norilor de amoniac situati în domeniul de presiune de 0,7-1 bar. Jeturile care circulă în cerc în aceeași direcție cu Jupiter sunt mai puternice decât cele opuse (retrograde) [4] . Dimensiunile verticale ale jeturilor sunt necunoscute. Vânturile zonale se sting la o înălțime egală cu 2-3 scale de înălțime [a] deasupra norilor. În același timp, viteza vântului sub nivelul norilor crește doar ușor și rămâne constantă până la un nivel de presiune de 22 bari, adâncimea maximă atinsă de vehiculul de coborâre Galileo [16] .

Originea „structurii panglicii” a norilor lui Jupiter nu este complet clară, dar mecanismele care o guvernează amintesc de celula Hadley a Pământului . Cea mai simplă interpretare este că zonele sunt locuri de upwelling atmosferic , iar centurile sunt manifestări ale downwelling [31] . În zone, aerul, urcând și îmbogățit cu amoniac, se extinde și se răcește, formând nori înalți și denși. În centuri, aerul se scufundă și se încălzește adiabatic , iar norii albi de amoniac se evaporă, dezvăluind norii mai întunecați de dedesubt. Locația și lățimea benzilor de pe Jupiter sunt stabile și s-au schimbat rar în perioada dintre anii 1980 și 2000. Un exemplu de schimbare este o scădere ușoară a vitezei unui jet puternic spre est între zonele tropicale nordice și zonele temperate nordice cu 23°N [5] [31] . Cu toate acestea, dungile își schimbă culoarea și intensitatea culorilor în timp .

Dungi speciale

Atmosfera jupiteriană este împărțită în zone și centuri, iar fiecare dintre ele are propriul nume și are caracteristici distinctive speciale. Ele pornesc din regiunile polare sudice și nordice, care se extind de la poli cu aproximativ 40-48° N/S. Aceste zone gri-albăstrui sunt de obicei lipsite de trăsături [30] .

Regiunea temperată Nord-Nord arată rareori mai multe detalii demne de remarcat decât regiunile polare din cauza obscurării, perspectivei și răspândirii generale a zonelor demne de remarcat. În același timp, Centura temperată Nord-Nord (NNTB) este centura cea mai nordică distinctă, deși uneori „dispare”. Perturbațiile tind să fie minore și de scurtă durată. Zona temperată nord-nord este mai proeminentă, dar în general la fel de calmă. Uneori se observă alte centuri și zone minore în regiune [32] .

Regiunea Nord Temperată se află la latitudini ușor accesibile de pe Pământ și, astfel, are un record excelent de observații [33] . De asemenea, se remarcă prin faptul că are cel mai puternic jet normal de pe planetă, care formează limita de sud a zonei temperate nordice (NTB) [33] . NTB dispare aproximativ o dată pe deceniu (acest lucru s-a întâmplat în timpul trecerii ambelor Voyager ), astfel încât conectează temporar Zona temperată de nord (NTZ) și Zona tropicală de nord (NTropZ) [33] . În restul timpului, NTZ este o fâșie relativ îngustă în care se pot distinge componentele nordice și sudice [33] .

Regiunea tropicală de nord este formată din NTropZ și Centura Ecuatorială de Nord (NEB). NTropZ este de obicei foarte stabil în colorare, aproape orice modificare a acestuia este cauzată de activitatea jetului sudic în NTB. La fel ca NTZ, uneori este împărțit într-o bandă îngustă - NTropB. În rare ocazii, „Little Red Spots” apar în partea de sud a NTropZ. După cum sugerează și numele, acestea sunt echivalentele nordice ale Marii Pete Roșii. Spre deosebire de BKP, acestea tind să apară în perechi și sunt de scurtă durată, aproximativ un an în medie; câteva dintre ele tocmai existau în momentul survolării lui Pioneer 10 [34] .

NEB este una dintre cele mai active centuri de pe planetă. Se caracterizează prin prezența anticiclonilor („ovale albe”) și a ciclonilor („ovale brune”), anticiclonii formându-se de obicei mai la nord; ca NTropZ, majoritatea acestor formațiuni notabile nu durează mult. La fel ca Centura Ecuatorială de Sud (SEB), NEB uneori „cade” și „renaște”. Acest lucru se întâmplă aproximativ o dată la 25 de ani [35] .

Zona ecuatorială (EZ) este una dintre cele mai stabile regiuni ale atmosferei planetare. De-a lungul marginilor nordice ale EZ, un fel de „pene” se deplasează spre sud-vest de la NEB și sunt limitate la regiunile întunecate, calde (în infraroșu) cunoscute sub numele de „scoici” (puncte fierbinți) [36] . Deși limita de sud a EZ este de obicei statică, observațiile de la sfârșitul secolului al XIX-lea până la începutul secolului al XX-lea arată că „modelul” său s-a schimbat semnificativ de atunci. EZ variază considerabil ca culoare, de la albiciu la ocru, sau chiar roșu aramiu; uneori în interiorul acesteia se distinge o bandă ecuatorială (EB) [37] . Caracteristicile atmosferice și norii din EZ se deplasează în raport cu alte latitudini la aproximativ 390 km/h [38] [39] .

Regiunea tropicală de sud include centura ecuatorială de sud (SEB) și zona tropicală de sud. Aceasta este de departe cea mai activă regiune de pe planetă și găzduiește, de asemenea, cel mai puternic jet retrograd de pe planetă. SEB este de obicei cea mai lată și mai întunecată centură de pe Jupiter; totuși, este uneori divizat de o zonă (SEBZ) și tinde să dispară la fiecare 3-15 ani înainte de a reapărea; acest fenomen este cunoscut sub numele de „ciclul renașterii SEB”. La câteva săptămâni sau luni după dispariția centurii, în locul ei se formează o pată albă, care aruncă material maro închis, care este întins într-o centură nouă de vânturile jupiteriane. Ultima dată când centura a dispărut a fost în mai 2010 [40] . Printre altele, o caracteristică recunoscută a SEB este lanțul lung de cicloni creat de Marea Pată Roșie. La fel ca NTropZ, STropZ este una dintre cele mai vizibile zone de pe planetă; nu numai că BKP este situat în el, dar uneori puteți vedea și Perturbarea tropicală de sud (STropD) în el - o zonă din interiorul zonei, care este relativ stabilă și durabilă; cea mai lungă perioadă a existenței sale este din 1901 până în 1939 [41] .

Regiunea Sud Temperată, sau South Temperate Belt (STB) este o centură diferită, întunecată, bine marcată, mai mare decât NTB. Până în martie 2000, trăsăturile sale cele mai notabile au fost „ovalele” longevive BC, DE și FA, care acum au fuzionat în Oval BA („Red Junior”). Ovalele făceau de fapt parte din Zona Temperată de Sud, dar s-au lărgit până la STB, delimitându-l parțial [4] . STB a dispărut ocazional, aparent din cauza interacțiunilor complexe dintre ovalele albe și BKP. Zona temperată sudică (STZ), zona din care provin ovalele albe, este foarte variabilă [42] .

Există multe regiuni remarcabile ale atmosferei de pe Jupiter care sunt greu de accesat pentru observații la sol. Regiunea temperată de sud este chiar mai greu de distins decât NNTR - detaliile sale sunt greu de văzut fără utilizarea unor telescoape mari și nave spațiale la sol [43] . Multe zone și centuri sunt temporare și nu întotdeauna vizibile, cum ar fi Banda Ecuatorială (EB) [44] , Zona Centurii Ecuatoriale de Nord (NEBZ, zonă albă cu centură) și Zona Centurii Ecuatoriale de Sud (SEBZ) [45] . Benzile sunt uneori împărțite de diferite perturbații atmosferice. Când o zonă sau centură este împărțită în părți printr-un fel de perturbare, N sau S sunt adăugate pentru a evidenția componenta de nord sau de sud a zonei sau centurii, cum ar fi NEB(N) și NEB(S) [46] .

Dinamica

Circulația în atmosfera lui Jupiter diferă semnificativ de cea de pe Pământ . Suprafața lui Jupiter este lichidă, nu există suprafață solidă. Prin urmare, convecția poate avea loc în orice regiune a învelișului gazos exterior. Din 2011, nu există o teorie cuprinzătoare a dinamicii atmosferice a lui Jupiter. O astfel de teorie ar trebui să explice următoarele fapte: existența unor benzi stabile înguste și a fluxurilor simetrice față de ecuator, un flux ecuatorial puternic de la vest la est (în direcția de rotație a planetei), diferența dintre zone și centuri, precum și originea și stabilitatea turbiilor mari, precum Marea Pată Roșie [47] .

Teoriile existente pot fi împărțite în 2 clase: aproape de suprafață și adâncime. Prima presupune că circulația observată se datorează în mare măsură nivelului exterior subțire (vtemei) al atmosferei, iar partea interioară este stabilă. Acestea din urmă postulează că fluxurile observate sunt o manifestare a proceselor care au loc în straturile profunde ale atmosferei lui Jupiter [48] . Fiecare dintre teorii are atât puncte forte, cât și puncte slabe, așa că mulți oameni de știință planetar consideră că adevărata teorie va include elemente ale ambelor modele [49] .

Modele de suprafață

Primele încercări de a explica dinamica atmosferei lui Jupiter datează din anii 1960 [48] [50] . S-au bazat parțial pe meteorologia terestră , bine dezvoltată până atunci. S-a presupus că fluxurile atmosferice de pe Jupiter apar din cauza turbulențelor, care la rândul lor sunt susținute de convecția umedă în stratul exterior al atmosferei (de deasupra norilor) [51] [52] . Convecția umedă este un fenomen asociat cu condensarea și evaporarea apei, acesta fiind unul dintre principalele fenomene care afectează formarea vremii terestre [53] . Apariția fluxurilor în acest model este asociată cu binecunoscuta proprietate a turbulenței bidimensionale - așa-numita cascadă inversă, în care structurile mici turbulente (vârtejuri) se îmbină și formează vârtejuri mai mari [51] . Datorită dimensiunii finite a planetei, astfel de structuri nu pot crește dincolo de o anumită scară caracteristică, pentru Jupiter aceasta fiind numită scara Rinului. Acest lucru se datorează influenței undelor Rossby . Mecanismul este următorul: când cea mai mare structură turbulentă atinge o anumită dimensiune, energia începe să curgă în undele Rossby și nu într-o structură mai mare, cascada inversă se oprește [54] . Pe o planetă sferică, care se rotește rapid , relația de dispersie pentru undele Rossby este anizotropă , astfel încât scara Reines în direcția paralelelor este mai mare decât în ​​direcția meridianului [54] . Ca urmare, se formează structuri la scară mare, întinse paralel cu ecuatorul. Întinderea lor meridională pare să fie aceeași cu lățimea reală a pâraielor [51] . Astfel, în modelele apropiate de suprafață, vortexurile transferă energie fluxurilor și, prin urmare, trebuie să dispară.

Deși aceste modele explică cu succes existența a zeci de cursuri înguste, ele au și grave neajunsuri [51] . Cel mai vizibil dintre ele: cu rare excepții, un flux ecuatorial puternic ar trebui să apară în direcția împotriva rotației planetei și se observă un flux de-a lungul rotației. În plus, fluxurile tind să fie instabile și pot înceta din când în când [51] . Modelele de suprafață nu explică modul în care curenții observați în atmosfera lui Jupiter încalcă criteriul de stabilitate [55] . Versiunile multistrat mai dezvoltate ale unor astfel de modele oferă un model de circulație mai stabil, dar încă mai rămân multe probleme [56] .

Între timp, sonda Galileo a descoperit că vânturile lui Jupiter se extind cu mult sub nivelul norilor (5-7 bar) și nu prezintă semne de dispariție până la 22 bari, sugerând că circulația atmosferică a lui Jupiter ar putea fi de fapt adâncă [16] .

Modele de adâncime

Primul model de adâncime a fost propus de Busse în 1976 [58] [59] . Se bazează pe celebra teoremă Taylor-Prudman în hidrodinamică , care este după cum urmează: în orice fluid ideal barotrop cu rotație rapidă , curgerile sunt organizate într-o serie de cilindri paraleli cu axa de rotație. Condițiile teoremei sunt probabil îndeplinite în condițiile interiorului lui Jupiter. Prin urmare, mantaua de hidrogen a lui Jupiter poate fi bine împărțită în mulți cilindri, în fiecare dintre care circulația este independentă [60] . La acele latitudini unde granițele exterioare și interioare ale cilindrilor se intersectează cu suprafața vizibilă a planetei, se formează fluxuri, iar cilindrii înșiși sunt vizibili ca zone și centuri. Modelul de adâncime explică cu ușurință jetul direcționat de-a lungul rotației planetei la ecuatorul lui Jupiter. Jeturile sunt stabile și nu respectă criteriul de stabilitate bidimensională [60] . Cu toate acestea, modelul are o problemă: prezice un număr foarte mic de jeturi largi. Modelarea realistă 3D nu este încă posibilă, iar modelele simplificate utilizate pentru a confirma circulația profundă pot pierde aspecte importante ale hidrodinamicii lui Jupiter [60] . Unul dintre modelele publicate în 2004 a reprodus destul de plauzibil structura jet-strip a atmosferei lui Jupiter [49] . Conform acestui model, mantaua exterioară de hidrogen este mai subțire decât la alte modele, și avea o grosime de doar 10% din raza planetei, în timp ce în modelele standard Jupiter este de 20-30% [61] . O altă problemă o reprezintă procesele care pot conduce la circulația profundă. Este posibil ca curenții adânci să fie cauzați de forțe apropiate de suprafață, cum ar fi convecția umedă sau convecția profundă a întregii planete, care elimină căldura din interiorul lui Jupiter [51] . Care dintre aceste mecanisme este mai important este încă neclar.

Căldura internă

Se știe încă din 1966 că Jupiter radiază mult mai multă căldură decât primește de la Soare [62] . Se presupune că raportul dintre puterea de radiație a planetei și radiația solară primită este aproximativ egal cu 1,67 ± 0,09. Fluxul de căldură intern de la Jupiter este de 5,44 ± 0,43 W/m², în timp ce puterea totală radiată este de 335 ± 26 PW . Ultima valoare este de aproximativ o miliardime din puterea totală radiată de Soare. Excesul de căldură este cel mai probabil o consecință a încălzirii în stadiile incipiente ale formării lui Jupiter, din cauza proceselor din discul de acreție al sistemului solar, a ciocnirilor planetezimale împotriva miezului planetei și a diferențierii gravitaționale ulterioare , totuși, în parte, aceasta poate fi o consecință a precipitațiilor de heliu pe miezul planetei [63] .

Încălzirea internă poate avea un efect important asupra atmosferei lui Jupiter. Jupiter are o ușoară înclinare de 3°, iar polii săi primesc mult mai puțină radiație solară decât ecuatorul, dar temperatura troposferei nu se schimbă semnificativ de la ecuator la poli. O explicație pentru aceasta este că procesele de convecție internă sunt ca un „termostat”, eliberând mai multă căldură în apropierea polilor decât la ecuator. Acest lucru duce la o distribuție uniformă a temperaturii în troposferă. Pe Pământ, căldura este transportată de la ecuator la poli, în principal datorită circulației atmosferice , în timp ce pe Jupiter, convecția profundă echilibrează distribuția căldurii. Practic, convecția în interiorul lui Jupiter se datorează căldurii interne [64] .

Elemente atmosferice separate

Vârtejuri

Atmosfera lui Jupiter este „acasă” pentru sute de vârtejuri : structuri rotunde rotative, care, ca și în atmosfera Pământului, pot fi împărțite în 2 clase: cicloni și anticicloni [6] . Primele se rotesc în direcția de rotație a planetei ( în sens invers acelor de ceasornic în emisfera nordică și în sensul acelor de ceasornic în emisfera sudică); al doilea - în sens invers. Totuși, spre deosebire de atmosfera Pământului , anticiclonii prevalează în fața ciclonilor din atmosfera lui Jupiter: peste 90% dintre turbioanele al căror diametru depășește 2000 km sunt anticicloni [65] . „Durata de viață” a vârtejului variază de la câteva zile la secole, în funcție de mărimea lor: de exemplu, durata medie de viață a anticiclonilor cu diametre de la 1000 la 6000 km este de 1–3 ani [66] . Vortexurile nu au fost niciodată observate la ecuatorul lui Jupiter (în limita a 10° latitudine), unde sunt instabile [9] . Ca și în cazul oricărei planete care se rotește rapid, anticiclonii lui Jupiter sunt centre de presiune înaltă, în timp ce ciclonii sunt centre de presiune scăzută [36] .

Anticiclonii de pe Jupiter sunt întotdeauna limitati în zonele în care viteza vântului crește în direcția de la ecuator la poli [66] . Ele sunt de obicei strălucitoare și apar ca ovale albe [6] . Se pot deplasa de-a lungul longitudinii, dar rămân la aceeași latitudine, neputând părăsi zona care le-a născut [9] . Viteza vântului la periferia lor poate atinge 100 m/s [8] . Diferiți anticicloni situati în aceeași zonă tind să se unească atunci când se apropie unul de celălalt [67] . Cu toate acestea, în atmosfera lui Jupiter, s-au observat și sunt observați doi anticicloni, spre deosebire de ceilalți - aceasta este Marea Pată Roșie (GRS) [7] și BA ovală [8] , formată în 2000. Spre deosebire de ovalele albe, structura lor este dominată de o culoare roșie, probabil datorită unei substanțe roșiatice care se ridică din adâncurile planetei [7] . Pe Jupiter, anticiclonii se formează de obicei prin fuziunea unor structuri mai mici, inclusiv furtunile convective [66] , deși ovale mari se pot forma și din jeturi instabile. Ultima dată când acest lucru a fost observat a fost în 1938-1940, când au fost generate mai multe ovale albe de instabilitate în zona temperată de sud; au fuzionat ulterior și au format Oval BA [8] [66] .

Spre deosebire de anticicloni, ciclonii jovieni sunt structuri compacte întunecate, cu o formă neregulată. Cei mai întunecați și mai regulați cicloni se numesc ovale maro [65] . Cu toate acestea, nu este exclusă existența mai multor cicloni mari cu viață lungă. Pe lângă ciclonii compacti, pe Jupiter pot fi observate mai multe „resturi” filamentoase de formă neregulată, în care se observă rotația ciclonică [6] . Una dintre ele este situată la vest de BKP în centura ecuatorială de sud [68] . Aceste „bucăți” sunt numite regiuni ciclonice (CR). Ciclonii se formează întotdeauna numai în curele și, ca și anticicloanele, se contopesc la apropiere [66] .

Structura profundă a turbiilor nu este complet clară. Se crede că sunt relativ subțiri, deoarece orice grosime peste aproximativ 500 km ar duce la instabilitate. Anticiclonii mari nu se ridică peste câteva zeci de kilometri în raport cu nebulozitatea observată. O ipoteză sugerează că turbioarele sunt „pene” de convecție profundă (sau „coloane de convecție”), dar în acest moment nu a câștigat popularitate printre oamenii de știință planetar [9] .

Marea Pată Roșie

Marea Pată Roșie (GRS) este o furtună anticiclonică persistentă situată la 22° sud de ecuatorul lui Jupiter, care există de cel puțin 181 de ani și, posibil, mai mult de 346 de ani [70] [71] . Această furtună a fost suficient de mare pentru a fi observată cu telescoape de la sol.

Marea Pată Roșie se rotește în sens invers acelor de ceasornic în jurul axei sale cu o perioadă de aproximativ 6 zile pământești [72] sau 14 zile Jupiter. Dimensiunile sale aproximative variază în intervalul de 24.000–40.000 km de la vest la est și 12.000–14.000 km de la sud la nord. Locul este suficient de mare pentru a încăpea 3 planete de dimensiunea Pământului.

Până la începutul anului 2004, Marea Pată Roșie avea jumătate din dimensiunea de acum un secol, când avea 40.000 km în diametru. La ritmul actual de contracție, spotul poate deveni rotund până în jurul anului 2040, ceea ce, totuși, pare destul de îndoielnic din cauza distorsiunilor introduse de avioanele învecinate [73] . Cât timp va dura BKP și dacă modificările care i-au apărut sunt rezultatul fluctuațiilor normale pentru acesta, este necunoscut [74] .

Conform observațiilor oamenilor de știință de la Universitatea din California din Berkeley , între 1996 și 2006, pata și-a pierdut 15% din diametru de-a lungul axei longitudinale. Xylar Esay-Davis, care a făcut parte din echipa care a efectuat studiul, a remarcat că pata nu dispare pe baza măsurătorilor de viteză, deoarece „viteza este un criteriu mai potrivit pentru observare, deoarece norii implicați în formarea punctului roșu sunt de asemenea, a afectat semnificativ unele alte fenomene ale atmosferei înconjurătoare” [75] .

Observațiile în infraroșu și datele colectate de la acestea au indicat de mult timp că BKP este mai rece și, prin urmare, mai mare decât mulți alți nori din atmosferă; [76] . Nivelul norilor BKP este cu aproximativ 8 km mai mare decât norii din jur. În plus, observarea atentă a detaliilor atmosferei joviane încă din 1966 a făcut posibil să se stabilească faptul că locul se rotește în sens invers acelor de ceasornic. Acest lucru a fost confirmat de primele fotografii time-lapse făcute de la Voyager în timpul zborului lor asupra lui Jupiter [77] . Pata solară este delimitată de un jet moderat spre est dinspre sud și un jet foarte puternic spre vest dinspre nord [78] . Deși vânturile bat cu 120 m/s (432 km/h) în apropierea marginilor peticei, curenții din această zonă par a fi stagnați, cu aflux sau ieșire redus [79] . Perioada de rotație a spotului a scăzut cu timpul; poate că aceasta are ceva de-a face cu reducerea constantă a dimensiunii sale [80] . În 2010, astronomii au observat BKP în infraroșu îndepărtat (8,5 până la 24 µm) cu un nivel de rezoluție de neatins anterior și au descoperit că partea centrală, cea mai roșie, este mai caldă decât restul împrejurimilor cu o magnitudine de 3 -4 grade. Astfel de mase de aer relativ calde sunt situate la un nivel de presiune de aproximativ 200-500 mbar - în troposfera superioară. Acest punct central cald este lent contra-rotație și este cel mai probabil rezultatul unei scăderi a maselor de aer ale BKP mai aproape de centru [81] .

Latitudinea Marii Pete Roșii este relativ stabilă pe o perioadă lungă de observație, variind într-un grad, dar longitudinea sa este în continuă schimbare [82] [83] . Deoarece atmosfera lui Jupiter se rotește neuniform la diferite latitudini, astronomii au creat trei sisteme diferite pentru determinarea longitudinii. Sistemul II a fost folosit pentru latitudini peste 10° și sa bazat inițial pe perioada de rotație a Marii Pete Roșii în jurul axei lui Jupiter: 9h 55m 42s [84] [85] . Cu toate acestea, datorită faptului că perioadele orbitale ale BKP și Jupiter diverg, de la începutul secolului al XIX-lea, locul s-a „întors” în jurul planetei în sistemul de coordonate II de cel puțin 10 ori. Nivelul derivei spotului s-a schimbat dramatic în ultimii ani, ceea ce se crede că este legat de schimbările în luminozitatea centurii ecuatoriale de sud și de prezența sau absența perturbației tropicale sudice [86] .

Ce anume dă nuanța roșiatică a BKP nu se știe exact. Teoriile, susținute de experimente de laborator, sugerează că această culoare poate fi cauzată de molecule organice complexe, fosfor roșu sau, eventual, un compus cu sulf. Nuanța BKP variază într-o gamă largă - de la maro-roșcat la roșu-gălbui și chiar alb. Partea centrală cea mai roșie este mai caldă decât mediul; aceasta cu un grad suficient de încredere ne permite să afirmăm că culoarea petei este în mare măsură influențată de factorii de mediu [87] . Pata dispare uneori din spectrul vizibil, devenind distinsă doar în așa-numita „Cavitate Red Spot”, care este „nisa” sa în centura ecuatorială de sud. Vizibilitatea BKP pare să aibă ceva de-a face cu schimbările din centura ecuatorială de sud: când centura este albă strălucitoare, patch-ul se întunecă, iar când centura se întunecă, de obicei devine mai deschisă. Perioadele de întunecare și luminare ale petei sunt neregulate: de exemplu, pata a fost întunecată în 1961–1966, 1968–1975, 1989–1990 și 1992–1993 [88] .

Marea Pată Roșie nu trebuie confundată cu Marea Pată Întunecată  , un vârtej atmosferic observat în 2000 de sonda spațială Cassini-Huygens lângă polul nord al lui Jupiter [89] . O caracteristică similară a atmosferei lui Neptun a fost numită și Marea Pată Întunecată . Acesta din urmă a fost înregistrat de Voyager 2 în 1989 și poate să fi fost un fel de „gaură” în atmosferă, care a dispărut în jurul anului 1994 (totuși, o formațiune similară se observă încă la latitudinile nordice ale Neptunului) [90] .

Oval BA

Oval BA este numele oficial pentru un vortex roșcat din emisfera sudică a lui Jupiter, similar ca formă cu Marea Pată Roșie, dar mai mic. Oval BA este adesea denumit „Red Spot Junior” sau „Small Red Spot”. Vârtejul este situat în zona temperată de sud. Ovalul BA a fost văzut în 2000 după fuziunea a trei mici vârtejuri albe și de atunci s-a intensificat [91] .

Formarea a trei furtuni ovale albe, care s-au contopit ulterior cu Oval BA, poate fi urmărită din 1939, când existau trei structuri atmosferice întunecate în Zona Temperată de Sud care au împărțit efectiv zona în 3 secțiuni lungi. Observatorul Jupiter Elmer J. Reese a etichetat aceste trei secțiuni întunecate AB, CD și EF. Secțiunile s-au extins, scurtând distanța dintre ele în STZ și s-au format în ovale albe FA, BC și DE [92] . Ovals BC și DE au fuzionat în 1998 pentru a forma Oval BE. Ulterior, în martie 2000, BE și FA au fuzionat și au format Oval BA [91] .

Oval BA a început să se înroșească treptat în 2005 [93] . Încă din 24 februarie 2006, astronomul amator filipinez Christopher Goh a observat că locul a căpătat aproape aceeași nuanță ca și BKP [93] . Drept urmare, dr. Tony Phillips a sugerat să-i spună „Little Red Spot” sau „Red Small” [94] .

În aprilie 2006, o echipă de astronomi, care credea că Oval BA ar fi putut trece destul de aproape de BKP în acel an, a observat ambele vârtejuri cu telescopul Hubble [95] . Furtunile trec aproape una de alta cam la fiecare 2 ani, dar trecerea anilor 2002 și 2004 nu a atras o asemenea atenție. Dr. Amy Simon-Miller, de la Centrul de Zbor Spațial Goddard , a prezis că vortexurile vor trece cel mai aproape unul de celălalt pe 4 iulie 2006 [95] . Pe 20 iulie, ambele vârtejuri au fost luate de Observatorul Gemeni [96] trecând unul pe lângă celălalt .

Cauza înroșirii Oval BA este necunoscută. Potrivit unui studiu din 2008 al dr. Santiago Pérez-Hoyos de la „Universitatea Țării Bascilor”, cel mai probabil mecanism este „difuzia ascendentă și internă a unor materii colorate sau vapori, ceață, gaz care ulterior interacționează cu energia solară de înaltă energie. fotonii din straturile superioare ale Oval BA” [ 97] . Unii cred că micile vârtejuri, și deci „petele albe”, devin roșii atunci când vânturile capătă suficientă putere pentru a ridica gazele de dedesubt, care, atunci când sunt expuse la lumina soarelui, își schimbă culoarea [98] .

Conform observațiilor făcute de telescopul Hubble în 2007, Oval BA devine din ce în ce mai puternic. Vitezele vântului în momentul observării erau deja de 618 km/h, ceea ce este comparabil cu vitezele vântului din Marea Pată Roșie, iar aceste vânturi sunt mult mai puternice decât erau în vârtejurile progenitoare [99] [100] . Din iulie 2008, dimensiunile sale se apropiau de diametrul Pământului și aproximativ jumătate din dimensiunea BKP [97] .

Oval BA nu trebuie confundat cu un alt vârtej mare - înghițit de LSR în 2008 - Southern Tropical Small Red Spot (LRS), care a fost numit „Tiny Red Spot” (New Red Spot) de către NASA [98] [101 ]. ] . Noul vortex, anterior o pată albă în imaginile Hubble, a devenit roșu în mai 2008. A fost monitorizat de Universitatea din California din Berkeley [102] . Mica pată roșie s-a ciocnit cu pata roșie la sfârșitul lunii iunie/începutul lunii iulie 2008 și, în timpul coliziunii, pata roșie mai mică a fost ruptă în bucăți. Rămășițele vârtejului au continuat să se rotească aproape de BKP până când au fost absorbite de acesta. Ultimele rămășițe roșiatice ale vortexului au fost înghițite de BKP mai mare pe la jumătatea lunii iulie. Ultimele rămășițe neroșii de Little Red Spot au fost în cele din urmă consumate în jurul lunii august 2008 [101] . La momentul ciocnirii, Oval BA era relativ aproape, dar nu a jucat un rol evident în absorbția Micii Pete Roșii [101] .

Furtuni

Furtunile de pe Jupiter sunt similare cu cele de pe Pământ. Ei se manifestă ca nori luminoși și masivi de aproximativ 1000 km în dimensiune, care apar din când în când în regiunile ciclonice ale centurii, în special în jeturile puternice îndreptate spre vest [10] . Spre deosebire de vâltoare, furtunile sunt un fenomen de scurtă durată, cele mai puternice dintre ele pot dura câteva luni, în timp ce durata medie de existență este de 3-4 zile [10] . Se crede că acestea sunt o consecință a convecției umede în straturile troposferei Jupiterului. De fapt, furtunile sunt „coloane de convecție” ( pene ) care ridică mase de aer umed din adâncuri din ce în ce mai sus până se condensează în nori. Înălțimea tipică a norilor jovieni este de 100 km, adică se extind până la un nivel de presiune de aproximativ 5-7 bar, în timp ce norii de apă ipotetici încep la un nivel de presiune de 0,2-0,5 bar [103] .

Furtunile pe Jupiter, desigur, nu sunt complete fără fulgere. Imaginile din partea de noapte a lui Jupiter, obținute de sondele spațiale Galileo și Cassini, fac posibilă distingerea fulgerelor regulate de lumină în centurile jupiteriene și în apropierea jeturilor dinspre vest, în principal la latitudini de 51°C, 56°S și 14°S [104 ] . Fulgerele pe Jupiter sunt în general mai puternice decât pe Pământ. Cu toate acestea, ele apar mult mai puțin frecvent și creează aproximativ aceeași cantitate de lumină cu fulgerele lor ca și cele terestre [104] . Mai multe fulgere au fost înregistrate în regiunile polare ale lui Jupiter, ceea ce face din Jupiter a doua planetă după Pământ care a văzut fulgere polare [105] .

La fiecare 15-17 ani, pe Jupiter începe o perioadă deosebit de puternică de activitate de furtună. Se manifestă în principal la o latitudine de 23 °C, unde se află cel mai puternic jet spre est. Ultima dată când acest lucru a fost observat a fost în iunie 2007 [103] . Este curios faptul că două furtuni situate separat la 55° de longitudine în zona temperată de Nord au avut un impact semnificativ asupra centurii. Materia de culoare închisă, pierdută de furtuni, s-a amestecat cu nebulozitatea centurii și și-a schimbat culoarea. Furtunile s-au deplasat cu o viteză de aproximativ 170 m/s, chiar puțin mai rapidă decât jetul în sine, ceea ce indică indirect existența unor vânturi și mai puternice în straturile adânci ale atmosferei [103] .

Tulburări atmosferice

Textura tulburelii, tipică pentru centuri și zone, este uneori perturbată de perturbații atmosferice (perturbații). Una dintre astfel de perturbări deosebit de stabile și de lungă durată din zona tropicală de sud este numită „Perturbarea tropicală de sud” (STD). Istoria observației marchează una dintre cele mai lungi perioade de existență a BTS, când a putut fi clar distinsă din 1901 până în 1939. Perturbarea a fost observată pentru prima dată de Percy B. Molesworth pe 28 februarie 1901. Perturbația a dus la o întunecare parțială a STZ în mod normal luminos. De atunci, mai multe perturbații similare au fost observate în zona tropicală de sud [106] .

Puncte fierbinți

Una dintre cele mai misterioase caracteristici ale atmosferei lui Jupiter sunt punctele fierbinți. Acestea sunt zone în care masele de aer sunt relativ lipsite de nori, ceea ce permite căldurii să se ridice din adâncime fără prea multă disipare în nori. Punctele fierbinți sunt vizibile ca puncte albe în spectrul infraroșu la o lungime de undă de 5 µm [36] . Ele sunt localizate predominant în centuri, dar un lanț de astfel de pete poate fi observat pe marginea de nord a zonei ecuatoriale. Landerul Galileo a trecut doar prin unul dintre aceste puncte ecuatoriale. Fiecare pată ecuatorială este asociată cu o „penă” strălucitoare de nori situată la vest de ei și atingând dimensiuni de până la 10.000 km [4] . În ciuda formei lor rotunjite, punctele fierbinți nu sunt vârtejuri [36] .

Originea punctelor fierbinți este neclară. Ele pot fi fluxuri descendente de mase de aer, unde aerul este încălzit și uscat prin procese adiabatice, sau poate acestea sunt manifestări externe ale așa-numitelor „valuri planetare de mare altitudine”, adică sunt cauzate de procese profunde care au loc sub atmosfera. Această din urmă explicație este mai potrivită, deoarece explică motivele periodicității punctelor calde ecuatoriale [4] [36] .

Istoricul observațiilor

Primii astronomi, folosind telescoape mici, au înregistrat schimbări în atmosfera joviană [21] . Terminologia lor descriptivă – centuri și zone, pete maro și roșii, pene, șlepuri, festone și aurore boreale – este încă în uz astăzi [107] . Termeni precum vorticitate, mișcare verticală, înălțimea norilor au fost utilizați mai târziu - în secolul al XX-lea [21] .

Primele observații ale atmosferei la o rezoluție de neatins anterior au fost făcute de navele spațiale Pioneer 10 și 11 . Primele imagini cu adevărat detaliate au fost obținute de sonda spațială Voyager [21] . Dispozitivele au făcut posibilă vizualizarea atmosferei cu o rezoluție de până la 5 km în diferite părți ale spectrului și chiar au făcut posibilă crearea unui fel de „video aeropurtat” (un exemplu al cărui exemplu îl puteți vedea în dreapta) a atmosferei în dinamica şi mişcarea ei [21] . Vehiculul de coborâre din Galileo a făcut posibil să se vadă o parte incomparabil mai mică a atmosferei joviane, dar cu o rezoluție mult mai bună și o parte mult mai largă a spectrului [21] .

Astăzi, astronomii obțin informații despre schimbările atmosferice de pe Jupiter, în principal datorită telescopului Hubble. Judecând după observații, ordinea obișnuită a atmosferei joviane este uneori perturbată de perturbări masive, dar în general este surprinzător de stabilă [21] . Mișcarea verticală a atmosferei lui Jupiter a fost în mare măsură explorată datorită gazelor în urmă văzute de telescoapele de la sol [21] . Studiile spectroscopice ale urmelor ciocnirii rămășițelor cometei Shoemaker-Levy 9 și ale atmosferei joviane au făcut posibilă obținerea de date privind structura atmosferei lui Jupiter sub stratul de nor. Prezența sulfului diatomic (S₂) și a disulfurei de carbon (CS₂) în atmosferă a fost înregistrată pentru prima dată pe Jupiter și aceasta este prima dată când S₂ a fost detectat pe orice obiect astronomic. În același timp, a fost înregistrată prezența amoniacului (NH₃) și a hidrogenului sulfurat (H₂S), în timp ce moleculele care conțin oxigen precum dioxidul de sulf nu au fost detectate, ceea ce a fost o surpriză pentru astronomi [108] .

Vehiculul de coborâre din Galileo, trecând până la un nivel de presiune de 22 de bari, a transmis date despre temperatură, vânturi, compoziție, nori și radiații. Cu toate acestea, în alte părți ale atmosferei, pentru niveluri sub 1 bar, aceste valori rămân incerte [107] .

Marea Pată Roșie

Prima observație a BKP este adesea atribuită lui Robert Hooke , care a descris un loc pe care l-a observat pe Jupiter în 1664; cu toate acestea, este probabil ca Hooke's Spot să fie într-o centură diferită (Ecuatorialul de Nord vs. locația actuală în Ecuatorialul de Sud). O descriere mai convingătoare a fost oferită de Giovanni Cassini , care a menționat un „post stabil” pe Jupiter în anul următor [109] . În ciuda fluctuațiilor de vizibilitate, BKP a fost vizibil între 1665 și 1713 [110] .

În mod curios, pata lui Jupiter a fost înfățișată pe o pânză de către artistul italian Donato Creti în 1700, care este expusă la Vatican [111] [112] . Aceasta face parte dintr-o serie de picturi care dezvoltă scene din viața italiană pe fundalul imaginilor mărite ale corpurilor cerești. Astronomul Eustachio Manfredi a observat crearea acestor picturi de dragul clarificării . Creți a fost primul care a desenat roșu BKP, înaintea lui nimeni nu a pictat în roșu niciun detaliu al atmosferei lui Jupiter până la sfârșitul secolului al XIX-lea [112] .

Din nou, înregistrările BKP se găsesc abia din 1830 și a fost foarte bine studiat abia în 1879, când a devenit deosebit de bine distins. Intervalul lung de 118 ani dintre primele observații și 1830 nu oferă o idee clară despre ceea ce s-a întâmplat: fie pata originală s-a disipat și s-a format din nou, fie a dispărut din vizibilitate, fie înregistrările observaționale au fost incorecte. Acest lucru a fost greu de judecat [88] . Petele solare mai vechi observate au avut o istorie observațională scurtă și o mișcare mult mai lentă decât cea modernă, făcând dificilă identificarea [111] .

Pe 25 februarie 1979, când sonda spațială Voyager 1 a zburat la 9,2 milioane de kilometri de Jupiter, a transmis prima imagine detaliată a Marii Puncte Roșii pe Pământ. A fost posibil să se distingă detalii cu dimensiuni de la 160 de kilometri. Nebulozitatea colorată, ondulată, vizibilă spre vest în fotografie, este un fel de trezire spot, proiectată de acesta, unde se observă mișcări extrem de complexe și schimbătoare de înnorare [113] .

Ovale albe

Ovalele albe care urmau să formeze Oval BA au fost văzute pentru prima dată în 1939. După formarea lor, s-au extins cu aproape 90 de grade în longitudine, dar foarte repede - într-un deceniu - au început să scadă; după 1965 dimensiunile lor s-au stabilizat la 10 grade de longitudine [114] . Deși au fost inițial parte din STZ, s-au mutat treptat în zona temperată de sud, creând probabil un fel de nișă în STZ [115] . Ca și BKP, ovalele erau limitate în mișcare de două jeturi opuse dinspre nord și sud, un jet îndreptat spre est dinspre nord și un jet îndreptat spre vest dinspre est [116] .

Mișcarea ovalelor în longitudine pare să fi fost influențată de doi factori: poziția lui Jupiter pe orbită (s-au deplasat mai repede la afeliu) și apropierea de LSB (au accelerat la 50 de grade față de LSB) [117] . Cu toate acestea, din 1940 până în 1990, s-a observat o tendință remarcabilă de încetinire a circulației ovalelor, viteza lor inițială scăzând cu aproximativ 50% [118] .

La momentul zborului Voyager, ovalele aveau aproximativ 9000 km de la est la vest, 5000 km de la nord la sud și se roteau cu o perioadă de 5 zile (BKP cu o perioadă de 6 la acel moment) [119] .

Vezi și

• Exoplanetă (multe mai mari decât Jupiter )
• Nava spațială „ Galileo ” și modulul său de coborâre.
• Nava spațială Juno , lansată pe 5 august 2011, este creată intenționat, ca Galileo, pentru a studia Jupiter.
• Un animal atmosferic  este un animal ipotetic care poate locui în atmosfera, în special, a lui Jupiter.

Comentarii

1. ^   Scala de înălțime -sh, în această interpretare este definită cash=RT/(Mg j ), undeR= 8,31 J / (mol K) -constanta universală a gazului,M≈ 0,0023 kg / mol - masa molară medie în atmosfera joviană[11],T este temperatura, iarg j ≈ 25 m/s² esteaccelerația de cădere liberăpe suprafața lui Jupiter. Deoarece temperatura variază de la 110 K în tropopauză la 1000 K în termosferă[11], scala de înălțime poate lua valori de la 15 la 150 km.
2. ^   Sonda atmosferică lansată de Galileo nu a fost capabilă să măsoare cantitatea relativă de oxigen la adâncime, deoarece concentrația de apă se ridica la un nivel de presiune de 22 de bari când a încetat să funcționeze. Deși abundența efectivă măsurată a oxigenului este mult mai mică decât valorile solare, creșterea observată a concentrației de apă cu adâncimea face destul de probabil ca abundența oxigenului în adâncime în atmosfera lui Jupiter să depășească într-adevăr valorile solare de aproximativ 3 ori, la fel ca și celelalte. elemente[1].
3. ^   Au fost propuse diverse explicații pentru această abundență de carbon, oxigen, azot și alte elemente. Prezentator: Jupiter în stadiul târziu de creștere a primit un număr mare deplanetezimale. Substanțele volatile (în știința planetară: substanțele cu un punct de fierbere scăzut care pătrund de obicei în crusta planetară și/sau atmosferă, de exemplu: azot, apă, dioxid de carbon, amoniac, hidrogen, metan etc.) sunt considerate a fi atâtgazele inerteau fost obținute sub formăde hidrați de gazîn gheață de apă[1].

Note

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 Atreya et al, 2003 .
2. ↑ 1 2 3 4 Guillot, 1999 .
3. ↑ 1 2 3 4 Atreya et al, 2005 .
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Ingersoll et al, 2004 , pp. 2-5.
5. ↑ 12 Vasavada et al, 2005 , p. 1942.
6. ↑ 1 2 3 4 Vasavada et al, 2005 , p. 1974.
7. ↑ 1 2 3 Vasavada et al, 2005 , pp. 1978-1980.
8. ↑ 1 2 3 4 Vasavada et al, 2005 , pp. 1980-1982.
9. ↑ 1 2 3 4 Vasavada et al, 2005 , p. 1976.
10. ↑ 1 2 3 Vasavada et al, 2005 , pp. 1982, 1985-1987.
11. ↑ 1 2 3 4 5 6 Seiff et al, 1998 .
12. ↑ 12 Ingersoll et al, 2004 , pp. 13-14.
13. ↑ Yelle și colab., 2004 , p. unu.
14. ↑ 1 2 3 4 5 6 Miller și colab., 2005 .
15. ↑ 1 2 3 Ingersoll et al, 2004 , pp. 5-7.
16. ↑ 1 2 3 Ingersoll et al, 2004 , p. 12.
17. ↑ 12 Yelle et al, 2004 , pp. 15-16.
18. ↑ 12 Atreya et al, 1999 .
19. ↑ 12 West et al, 2004 , pp. 9-10, 20-23.
20. ↑ 12 Vasavada et al, 2005 , p. 1937.
21. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Ingersoll et al, 2004 , p. opt.
22. ↑ 12 Yelle et al, 2004 , pp. 1-12.
23. ↑ Yelle et al, 2004 , pp. 22-27.
24. ↑ 12 Bhardwaj et al, 2000 , pp. 299-302.
25. ↑ McDowell, Jonathan Jonathan's Space Report, nr. 267 . Centrul Harvard-Smithsonian pentru Astrofizică (8 decembrie 1995). Preluat la 6 mai 2007. Arhivat din original la 10 august 2011. (nedefinit)
26. ↑ 1 2 3 Encrenaz, 2003 .
27. ↑ Kunde și colab., 2004 .
28. ↑ Verhodanov O.V.; Parisky Yu.N. Galaxii radio și cosmologie . - M. : FIZMATLIT, 2009. - S. 293. - 304 p. — ISBN 978-5-9221-1135-5 .
29. ↑ Misiunea Juno a NASA oferă un tur în infraroșu al Polului Nord al lui Jupiter . (nedefinit)
30. ↑ 12 Rogers , 1995 , p. 81.
31. ↑ 12 Ingersoll et al, 2004 , p. 5.
32. ↑ Rogers, 1995 , pp. 85, 91-94.
33. ↑ 1 2 3 4 Rogers, 1995 , pp. 101-105.
34. ↑ Rogers, 1995 , pp. 113-117.
35. ↑ Rogers, 1995 , pp. 125-130.
36. ↑ 1 2 3 4 5 Vasavada et al, 2005 , pp. 1987-1989.
37. ↑ Rogers, 1995 , pp. 133, 145-147.
38. ↑ Rogers, 1995 , p. 133.
39. ↑ Beebe, 1997 , p. 24.
40. ↑ Nancy Atkinson. Jupiter, se schimbă . Universul de azi (2010). Data accesului: 24 decembrie 2010. Arhivat din original pe 26 martie 2012. (nedefinit)
41. ↑ Rogers, 1995 , pp. 159-160.
42. ↑ Rogers, 1995 , pp. 219-221, 223, 228-229.
43. ↑ Rogers, 1995 , p. 235.
44. ↑ Rogers, 2003 .
45. ↑ Rogers et al, 2001 .
46. ↑ Ridpath, 1998 .
47. ↑ Vasavada et al, 2005 , pp. 1942-1974.
48. ↑ 12 Vasavada et al, 2005 , pp. 1943-1945.
49. ↑ 12 Heimpel et al, 2005 .
50. ↑ Ingersoll et al, 1969 .
51. ↑ 1 2 3 4 5 6 Vasavada et al, 2005 , pp. 1947-1958.
52. ↑ Ingersoll et al, 2004 , pp. 16-17.
53. ↑ Ingersoll et al, 2004 , pp. 14-15.
54. ↑ 12 Vasavada et al, 2005 , p. 1949.
55. ↑ Vasavada et al, 2005 , pp. 1945-1947.
56. ↑ Vasavada et al, 2005 , pp. 1962-1966
57. ↑ Jupiter așteaptă sosirea lui Juno . Data accesului: 28 iunie 2016. (nedefinit)
58. ↑ Vasavada et al, 2005 , p. 1966.
59. ↑ Busse, 1976 .
60. ↑ 1 2 3 Vasavada et al, 2005 , pp. 1966-1972.
61. ↑ Vasavada et al, 2005 , p. 1970.
62. ↑ Low, 1966 .
63. ↑ Pearl, 1990 , pp. 12, 26.
64. ↑ Ingersoll et al, 2004 , pp. 11, 17-18.
65. ↑ 12 Vasavada et al, 2005 , p. 1978.
66. ↑ 1 2 3 4 5 Vasavada et al, 2005 , p. 1977.
67. ↑ Vasavada et al, 2005 , p. 1975.
68. ↑ Vasavada et al, 2005 , p. 1979.
69. ↑ Harrington, JD; Weaver, Donna; Villard, Ray Release 14-135 - Hubble de la NASA arată că Marea Pată Roșie a lui Jupiter este mai mică decât a fost măsurată vreodată . NASA (15 mai 2014). Preluat la 16 mai (nedefinit)  2014
70. ↑ Personal. Fișă de date Jupiter - SPACE.com . Imaginova (2007). Consultat la 3 iunie 2008. Arhivat din original pe 26 martie 2012. (nedefinit)
71. ↑ Anonim. Sistemul Solar - Planeta Jupiter - Marea Pată Roșie . Dept. Fizică și astronomie - Universitatea din Tennessee (10 august 2000). Consultat la 3 iunie 2008. Arhivat din original pe 26 martie 2012. (nedefinit)
72. ↑ Smith, 1979 , p. 954.
73. ↑ Irwin, 2003 , p. 171.
74. ↑ Beatty, 2002 .
75. ↑ Britt, Robert Roy Marea pată roșie a lui Jupiter se micșorează . Space.com (9 martie 2009). Consultat la 4 februarie 2009. Arhivat din original pe 26 martie 2012. (nedefinit)
76. ↑ Rogers, 1995 , p. 191.
77. ↑ Rogers, 1995 , pp. 194-196.
78. ↑ Beebe, 1997 , p. 35.
79. ↑ Rogers, 1995 , p. 195.
80. ↑ Rogers, John Interim raportează despre STB (Oval BA care trece GRS), STropB, GRS (rotația internă măsurată), EZ (S. Eq. Disturbance; întunecare dramatică; interacțiuni NEB) și NNTB . Asociația Astronomică Britanică (30 iulie 2006). Consultat la 15 iunie 2007. Arhivat din original pe 26 martie 2012. (nedefinit)
81. ↑ Fletcher et al, 2010 , p. 306.
82. ↑ Reese et al, 1966 .
83. ↑ Rogers, 1995 , pp. 192-193.
84. ↑ Stone, 1974 .
85. ↑ Rogers, 1995 , pp. 48, 193.
86. ↑ Rogers, 1995 , p. 193.
87. ↑ Fletcher et al, 2010 .
88. ↑ 1 2 Beebe, 1997 , pp. 38-41.
89. ↑ Phillips, Tony . The Great Dark Spot , Science at NASA (12 martie 2003). Arhivat din original pe 15 iunie 2007. Preluat la 20 iunie 2007.
90. ↑ Hammel și colab., 1995 .
91. ↑ 12 Sanchez- Lavega et al, 2001 .
92. ↑ Rogers, 1995 , p. 223.
93. ↑ 12 Go et al, 2006 .
94. ↑ Phillips, Tony. Noua pată roșie a lui Jupiter . NASA (3 martie 2006). Consultat la 16 octombrie 2008. Arhivat din original pe 26 martie 2012. (nedefinit)
95. ↑ 1 2 Phillips, Tony Huge Storms Converge . Science@NASA (5 iunie 2006). Consultat la 8 ianuarie 2007. Arhivat din original pe 26 martie 2012. (nedefinit)
96. ↑ Michaud, Peter . Gemeni Captures Close Encounter of Jupiter's Red Spots , Observatorul Gemeni (20 iulie 2006). Consultat la 15 iunie 2007.
97. ↑ 1 2 Difuzia a făcut ca Pata roșie a lui Jupiter Junior să se coloreze . ScienceDaily (26 septembrie 2008). Consultat la 16 octombrie 2008. Arhivat din original pe 26 martie 2012. (nedefinit)
98. ↑ 1 2 Fântână, Henry pe Jupiter, o bătălie a petelor roșii, cu copilul pierdut . The New York Times (22 iulie 2008). Preluat la 18 iunie 2010. Arhivat din original la 26 martie 2012. (nedefinit)
99. ↑ Buckley, M. Vânturile furtunii suflă în Little Red Spot a lui Jupiter . Laboratorul de fizică aplicată Johns Hopkins (20 mai 2008). Consultat la 16 octombrie 2008. Arhivat din original pe 26 martie 2012. (nedefinit)
100. ↑ Steigerwald, Bill. Mica pată roșie a lui Jupiter din ce în ce mai puternică . Centrul spațial Goddard NASA (10 octombrie 2006). Consultat la 16 octombrie 2008. Arhivat din original pe 26 martie 2012. (nedefinit)
101. ↑ 1 2 3 Rogers, John H. Ciocnirea Little Red Spot și Great Red Spot: Part 2 . Asociația Astronomică Britanică (8 august 2008). Consultat la 29 noiembrie 2008. Arhivat din original pe 26 martie 2012. (nedefinit)
102. ↑ Shiga, David A treia pată roșie erupe pe Jupiter . New Scientist (22 mai 2008). Preluat la 23 mai 2008. Arhivat din original la 26 martie 2012. (nedefinit)
103. ↑ 1 2 3 Sanchez-Lavega et al, 2008 , pp. 437-438.
104. ↑ 12 Vasavada et al, 2005 , pp. 1983-1985.
105. ↑ Baines et al, 2007 , p. 226.
106. ↑ McKim, 1997 .
107. ↑ 12 Ingersoll et al, 2004 , p. 2.
108. ↑ Noll și colab., 1995 , p. 1307.
109. ↑ Rogers, 1995 , p. 6.
110. ↑ Rogers, 2008 , pp. 111-112.
111. ↑ 12 Rogers , 1995 , p. 188.
112. ↑ 12 Hochei , 1999 , pp. 40-41.
113. ↑ Smith, 1979 , pp. 951-972.
114. ↑ Rogers, 1995 , pp. 224-225.
115. ↑ Rogers, 1995 , pp. 226-227.
116. ↑ Rogers, 1995 , pp. 5, 224.
117. ↑ Rogers, 1995 , p. 226.
118. ↑ Rogers, 1995 , p. 225.
119. ↑ Beebe, 1997 , p. 43.

Surse citate

• Atreya SK; Wong, MH; Owen, T. C. şi colab. O comparație a atmosferelor lui Jupiter și Saturn: compoziția atmosferică profundă, structura norilor, originea amestecării verticale  (engleză)  // Planetary and Space Science . - Elsevier , 1999. - Vol. 47 , nr. 10-11 . - P. 1243-1262 . - doi : 10.1016/S0032-0633(99)00047-1 . - Cod biblic .
• Atreya SK; Mahaffy, P.R.; Niemann, HB și colab. Compoziția și originea atmosferei lui Jupiter - o actualizare și implicații pentru planetele gigantice extrasolare  // Planetary and Space Science  . - Elsevier , 2003. - Vol. 51 , nr. 2 . - P. 105-112 . - doi : 10.1016/S0032-0633(02)00144-7 . - Cod biblic .
• Sushil K.; Atreya și Ah-San Wong. Nori cuplati și chimia planetelor gigantice — Un caz pentru mai multe sonde  // Recenzii științifice spațiale  . — Springer . — Vol. 116 , nr. 1-2 . - P. 121-136 . - doi : 10.1007/s11214-005-1951-5 .
• Atreya SK; Wong, AS; Baines, KH şi colab. Norii de amoniac ai lui Jupiter — localizați sau omniprezent?  (engleză)  // Știința planetară și spațială . — Elsevier , 2005. — Vol. 53 , nr. 5 . - P. 498-507 . - doi : 10.1016/j.pss.2004.04.002 . - Cod biblic .
• Baines KH; Simon-Miller, A.A.; Orton, GS şi colab. Fulgerul polar și variabilitatea norilor la scară decenală pe Jupiter   // Știință . - 2007. - Vol. 318 , nr. 5848 . - P. 226-229 . - doi : 10.1126/science.1147912 . - Cod biblic . — PMID 17932285 .
• Beatty JK Jupiter's Shrinking Red Spot  (engleză)  // Sky and Telescope. - 2002. - Vol. 103 , nr. 4 . — P. 24 .
• Beebe R. Jupiter planeta uriașă. — al 2-lea. — Washington: Smithsonian Books, 1997. — ISBN 1-56098-685-9 .
• Bhardwaj A.; Gladstone, GR Emisiile aurorale ale planetelor gigant  //  Reviews of Geophysics. - 2000. - Vol. 38 , nr. 3 . - P. 295-353 . - doi : 10.1029/1998RG000046 . - Cod .
• Busse FH Un model simplu de convecție în atmosfera joviană   // Icarus . - Elsevier , 1976. - Vol. 29 , nr. 2 . - P. 255-260 . - doi : 10.1016/0019-1035(76)90053-1 . - .
• Therese Encrenaz. Observații ISO ale planetelor gigantice și ale Titanului: ce am învățat? (engleză)  // Știința planetară și spațială . - Elsevier , 2003. - Vol. 51 , iss. 2 . - P. 89-103 . - doi : 10.1016/S0032-0633(02)00145-9 .
• Fletcher Leigh N.; Orton, G.S.; Mousis O.; Yanamandra-Fisher P.; Parrish P.D.; Irwin PGJ; Fisher BM; Vanzi L.; Fujiyoshi T. Structura termică și compoziția Marii Pete Roșii a lui Jupiter din imagistica termică de înaltă rezoluție  (engleză)  // Icarus . — Elsevier , 2010. — Vol. 208 , nr. 1 . - P. 306-328 . - doi : 10.1016/j.icarus.2010.01.005 . - Cod .
• Du-te CY; de Pater, I.; Wong M. și colab.  Evoluția Ba ovalului în perioada 2004–2005  // Buletinul Societății Americane de Astronomie. - Societatea Americană de Astronomie , 2006. - Vol. 29 , nr. 38 . - P. 495 . - Cod biblic .
• Guillot T. O comparație a interioarelor lui Jupiter și Saturn  (engleză)  // Planetary and Space Science . - Elsevier , 1999. - Vol. 47 , nr. 10-11 . - P. 1183-1200 . - doi : 10.1016/S0032-0633(99)00043-4 . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/9907402 .
• Hammel HB; Lockwood, GW; Mills, JR; Barnet, CD Hubble Space Telescope Imaging of Neptun's Cloud Structure in  1994  // Science . - 1995. - Vol. 268 , nr. 5218 . - P. 1740-1742 . - doi : 10.1126/science.268.5218.1740 . - . — PMID 17834994 .
• Heimpel M.; Aurnou, J.; Wicht, J. Simularea avioanelor ecuatoriale și de mare latitudine pe Jupiter într-un  model de convecție profundă  // Nature . - 2005. - Vol. 438 , nr. 7065 . - P. 193-196 . - doi : 10.1038/nature04208 . — Cod . — PMID 16281029 .
• Hochei T. Planeta lui Galileo: Observarea lui Jupiter înainte de fotografiere. - Bristol, Philadelphia: Institute of Physics Publishing, 1999. - ISBN 0-7503-0448-0 .
• IngersollAP; Dowling, T.E.; Gierasch, PJ și colab. Dinamica atmosferei lui Jupiter  //  Jupiter: planeta, sateliții și magnetosfera / Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, WB. - Cambridge: Cambridge University Press , 2004. - ISBN 0-521-81808-7 .
• IngersollAP; Cuzzi, JN Dinamica benzilor de nori ale lui Jupiter  //  Journal of the Atmospheric Sciences. - 1969. - Vol. 26 , nr. 5 . - P. 981-985 . - doi : 10.1175/1520-0469(1969)026<0981:DOJCB>2.0.CO;2 . - Cod biblic .
• Irwin P. Planetele gigantice ale sistemului nostru solar. Atmosfere, compoziție și structură. - Springer și Praxis, 2003. - ISBN 978-3-540-00681-7 .
• Kunde VG; Flasar, FM; Jennings, D.E. și colab. Compoziția atmosferică a lui Jupiter din experimentul de spectroscopie în infraroșu termic Cassini  (engleză)  // Știință . - 2004. - Vol. 305 , nr. 5690 . - P. 1582-1586 . - doi : 10.1126/science.1100240 . - Cod biblic . — PMID 15319491 .
• Observații FJ scăzute ale lui Venus, Jupiter și Saturn la λ20 μ  //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 1966. - Vol. 71 . — P. 391 . - doi : 10.1086/110110 . - Cod biblic .
• Descoperirea lui  McKim RJ PB Molesworth a marii tulburări tropicale de sud de pe Jupiter, 1901 //  Journal of the British Astronomical Association. - Asociația Astronomică Britanică, 1997. - Vol. 107 , nr. 5 . - P. 239-245 . - Cod .
• Miller S.; Aylword, A.; Milliword, G. Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: The Importance of Ion-Neutral Coupling  // Space Science Reviews  . - Springer , 2005. - Vol. 116 , nr. 1-2 . - P. 319-343 . - doi : 10.1007/s11214-005-1960-4 . - Cod .
• Noll KS; McGrath, MA; Weaver, H. A.; Yelle, R.V.; Trafton, L.M.; Atreya, S.K.; Caldwell, JJ; Barnet, C.; Edgington, S. HST Observații spectroscopice ale lui Jupiter în urma impactului cometei Shoemaker-Levy 9   // Știință . - 1995. - Vol. 267 , nr. 5202 . - P. 1307-1313 . - doi : 10.1126/science.7871428 . - Cod biblic . — PMID 7871428 .
• JC Pearl, BJ Conrath, RA Hanel, JA Pirraglia și A. Coustenis. Albedo, temperatura efectivă și echilibrul energetic al lui Uranus, determinate din  datele Voyager IRIS  // Icarus . - Elsevier , 1990. - Vol. 84 , iss. 1 . - P. 12-28 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90155-3 .
• Reese EJ; Solberg, HG Măsuri recente ale latitudinii și longitudinii punctului roșu al lui Jupiter  (engleză)  // Icar . - Elsevier , 1966. - Vol. 5 , nr. 1-6 . - P. 266-273 . - doi : 10.1016/0019-1035(66)90036-4 . - .
• Ridpath I. Norton's Star Atlas and Reference Handbook. — al 19-lea. - Harlow: Addison Wesley Longman , 1998. - P. 107. - ISBN 0-582-35655-5 .
• Rogers JH Planeta uriașă Jupiter. - Cambridge: Cambridge University Press , 1995. - ISBN 0-521-41008-8 .
• Rogers JH; Metig, HJ Jupiter în 1998/99  //  Jurnalul Asociației Astronomice Britanice. - Asociația Astronomică Britanică, 2001. - Vol. 111 , nr. 6 . - P. 321-332 . - Cod .
• Rogers JH Jupiter în 1999/2000. II: Lungimi de undă în infraroșu  (engleză)  // Journal of the British Astronomical Association. - Asociația Astronomică Britanică, 2003. - Vol. 113 , nr. 3 . - P. 136-140 . - Cod .
• Rogers JH Circulația accelerată a Marii Puncte Roșii a lui Jupiter  //  Journal of the British Astronomical Association. - Asociația Astronomică Britanică, 2008. - Vol. 118 , nr. 1 . - P. 14-20 . - Cod biblic .
• Sanchez-Lavega A.; Orton, G.S.; Morales R. şi colab. Fuziunea a doi anticicloni giganți în atmosfera lui  Jupiter  // Icar . - Elsevier , 2001. - Vol. 149 , nr. 2 . - P. 491-495 . - doi : 10.1006/icar.2000.6548 . - Cod .
• Sanchez-Lavega A.; Orton, G.S.; Hueso, S. şi colab. Adâncimea puternicului jet jovian de la o perturbare la scară planetară determinată de  furtuni  // Natură . - 2008. - Vol. 451 , nr. 7177 . - P. 437-440 . - doi : 10.1038/nature06533 . — . — PMID 18216848 .
• Seiff A.; Kirk, D.B.; Knight, TCD și colab. Structura termică a atmosferei lui Jupiter lângă marginea unui punct fierbinte de 5 μm în centura ecuatorială de nord  //  Journal of Geophysical Research. - 1998. - Vol. 103 , nr. E10 . - P. 22857-22889 . - doi : 10.1029/98JE01766 . - Cod biblic .
• Smith B.A.; Soderblom, L.A.; Johnson, TV și colab. Sistemul Jupiter prin ochii lui Voyager  1  // Știință . - 1979. - Vol. 204 , nr. 4396 . - P. 951-957, 960-972 . - doi : 10.1126/science.204.4396.951 . - Cod biblic . — PMID 17800430 .
• Piatra PH asupra vitezei de rotație a lui Jupiter  //  Journal of Atmospheric Sciences. - 1974. - Vol. 31 , nr. 5 . - P. 1471-1472 . - doi : 10.1175/1520-0469(1974)031<1471:OJROR>2.0.CO;2 . - Cod biblic .
• Vasavada AR; Showman, A. Jovian atmospheric dynamics: O update after Galileo and Cassini  //  Rapoarte despre progresul în fizică. - 2005. - Vol. 68 , nr. 8 . - P. 1935-1996 . - doi : 10.1088/0034-4885/68/8/R06 . - .
• West RA; Baines, KH; Friedson, AJ şi colab. The Giant Planet Jupiter // Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere / Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, WB. — Cambridge: Cambridge University Press , 2004.
• Yelle RV; Miller, S. Termosfera și Ionosfera lui Jupiter  //  Jupiter: Planeta, Sateliții și Magnetosfera / Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, WB. — Cambridge: Cambridge University Press , 2004.

Literatură

• Noul sistem solar / Beatty, Kelly J.; Peterson, Carolyn Collins; Chaikin, Andrew, eds. — al 4-lea. - Massachusetts: Sky Publishing Corporation, 1999. - ISBN 0-933346-86-7 .
• Peek Bertrand M. Planeta Jupiter: Manualul observatorului . — Revizuită. - Londra: Faber and Faber Limited, 1981. - ISBN 0-571-18026-4 .
• Yang, Sarah . Cercetător prezice schimbările climatice globale pe Jupiter pe măsură ce petele planetei gigantice dispar , UC Berkeley News (21 aprilie 2004). Preluat la 14 iunie 2007.
• Youssef, Ashraf; Marcus, Philip S. Dinamica ovalelor albe joviane de la formare la fuziune   // Icarus . - Elsevier , 2003. - Vol. 162 , nr. 1 . - P. 74-93 . - doi : 10.1016/S0019-1035(02)00060-X . - .
• Williams, Gareth P. Circulația atmosferică a lui Jupiter   // Natura . - 1975. - Vol. 257 , nr. 5529 . — P. 778 . - doi : 10.1038/257778a0 . — Cod .
• Williams, Gareth P. Circulații planetare: 1. Reprezentarea barotropică a turbulențelor joviane și terestre  //  Journal of Atmospheric Sciences. - 1978. - Vol. 35 , nr. 8 . - P. 1399-1426 . - doi : 10.1175/1520-0469(1978)035<1399:PCBROJ>2.0.CO;2 . - Cod biblic .
• Williams, Gareth P. Jovian și modelarea atmosferică relativă  //  Advances in Geophysics. - 1985. - Vol. 28A . - P. 381-429 . - Cod .
• Williams, Gareth P. Vortexurile planetare și structura verticală a lui Jupiter  //  Journal of Geophysical Research. - 1997. - Vol. 102 , nr. E4 . - P. 9303-9308 . - doi : 10.1029/97JE00520 . - Cod biblic .
• Williams, Gareth P. Jovian Dynamics. Partea I: Stabilitatea vortexului, structura și geneza  (engleză)  // Journal of the Atmospheric Sciences. - 1996. - Vol. 53 , nr. 18 . - P. 2685-2734 . - doi : 10.1175/1520-0469(1996)053<2685:JDPVSS>2.0.CO;2 . - Cod biblic .
• Williams, Gareth P. Jovian Dynamics.Partea a II-a: Geneza și echilibrarea seturilor de vortex  (engleză)  // Journal of the Atmospheric Sciences. - 2002. - Vol. 59 , nr. 8 . - P. 1356-1370 . - doi : 10.1175/1520-0469(2002)059<1356:JDPITG>2.0.CO;2 . - Cod biblic .
• Williams, Gareth P. Jovian Dynamics, Part III: Multiple, migrating, and equatorial jets  //  Journal of the Atmospheric Sciences. - 2003. - Vol. 60 , nr. 10 . - P. 1270-1296 . - doi : 10.1175/1520-0469(2003)60<1270:JDPIMM>2.0.CO;2 . - Cod biblic .
• Williams, Gareth P. Super Circulations  //  Buletinul Societății Americane de Meteorologie. - 2003. - Vol. 84 , nr. 9 . — P. 1190 .
• Williams, Gareth P. Instabilitatea barotropică și suprarotația ecuatorială  //  Journal of the Atmospheric Sciences. - 2003. - Vol. 60 , nr. 17 . - P. 2136-2152 . - doi : 10.1175/1520-0469(2003)060<2136:BIAES>2.0.CO;2 . - Cod biblic .
• Williams, Gareth P. Jet sets  (engleză)  // Journal of the Meteorological Society of Japan. - 2003. - Vol. 81 , nr. 3 . - P. 439-476 . doi : 10.2151 /jmsj.81.439 .
• Williams, Gareth P. Equatorial Superrotation and Barotropic Instability: Static Stability Variants  //  Journal of the Atmospheric Sciences. - 2006. - Vol. 63 , nr. 5 . - P. 1548-1557 . - doi : 10.1175/JAS3711.1 . - Cod biblic .

În cataloagele bibliografice	J9U : 987007538525005171 LCCN : sh85071064