Jupiters atmosfære

Jupiters atmosfære  er en skal af gas , der omgiver Jupiter . Det er den største planetariske atmosfære i solsystemet . Overvejende sammensat af brint og helium . Andre grundstoffer er til stede i små mængder i forbindelser såsom metan , ammoniak , svovlbrinte og vand . Atmosfærens sammensætning svarer til sammensætningen af ​​hele planeten som helhed [1] .

Jupiters atmosfære har ikke en klar nedre grænse - den passerer jævnt ind i havet af flydende brint [2] . Følgende lag af atmosfæren skelnes (fra bund til top): troposfære , stratosfære , termosfære og exosfære . Det nederste lag - troposfæren - indeholder et komplekst system af skyer og tåger, herunder lag af ammoniak, ammoniumhydrosulfid og vand [3] . De øvre ammoniakskyer observeret på Jupiters "overflade" er organiseret i adskillige bånd parallelt med ækvator , og afgrænset af stærke zonale atmosfæriske strømme (vinde) kendt som "jets" . Striberne har forskellige farver: mørkere striber kaldes almindeligvis "bælter", og lyse kaldes "zoner". Zoner er områder med stigende strømninger, der har en lavere temperatur end bælter - områder med faldende strømme [4] .

Oprindelsen af ​​strukturen af ​​striber og jetfly er ikke kendt med sikkerhed, to modeller af denne struktur er blevet foreslået . Overflademodellen antager, at disse er overfladefænomener over stabile indre områder . Den dybe model antager, at striberne og strålerne er overflademanifestationer af dyb cirkulation, der forekommer i den jovianske kappe , som består af molekylært hydrogen og er organiseret som et system af cylindre [5] .

Forskellige aktive fænomener opstår i Jupiters atmosfære, såsom båndets ustabilitet, hvirvelvinde ( cykloner og anticykloner ), storme og lyn [6] . Hvirvler ligner store røde, hvide og brune pletter (ovaler). De to største pletter, den store røde plet (GRS) [7] og den ovale BA [8]  , har en rødlig nuance. De er ligesom de fleste andre store pletter anticykloner. Små anticykloner er normalt hvide. Det antages, at dybden af ​​hvirvlerne ikke overstiger flere hundrede kilometer .

Beliggende på den sydlige halvkugle er BKP den største kendte hvirvel i solsystemet. Denne hvirvel kunne rumme flere planeter på størrelse med Jorden og har eksisteret i mindst 350 år . Oval BA, som ligger syd for BKP og er tre gange mindre end sidstnævnte, er en rød plet dannet i 2000 ved sammenlægningen af ​​tre hvide ovaler [9] .

Stærke storme med tordenvejr raser konstant på Jupiter . En storm er resultatet af fugtig konvektion i atmosfæren forbundet med fordampning og kondensering af vand. Disse er områder med stærk opadgående bevægelse af luft, hvilket fører til dannelsen af ​​lyse og tætte skyer. Storme opstår hovedsageligt i bælteområder. Lynudladninger på Jupiter er meget stærkere end på Jorden , men der er færre af dem, så det gennemsnitlige niveau af lynaktivitet er tæt på jordens [10] .

Lodret struktur

Jupiters atmosfære er opdelt i 4 niveauer (opført i rækkefølge efter stigende højde): troposfæren , stratosfæren , termosfæren og exosfæren . I modsætning til Jordens atmosfære har Jupiters atmosfære ikke en mesosfære [12] . Der er ingen fast overflade på Jupiter, og atmosfærens laveste niveau - troposfæren - passerer jævnt ind i kappens brinthav [2] . Der er ingen klare grænser mellem væske og gas, fordi temperaturen og trykket på dette niveau er meget højere end de kritiske punkter for brint og helium. Brint bliver en superkritisk væske ved omkring 12 bar [2] .

Da atmosfærens nedre grænse ikke kendes nøjagtigt, anses et trykniveau på 10 bar , 90 km under trykket på 1 bar, med en temperatur på omkring 340 K, for at være bunden af ​​troposfæren [11] . I den videnskabelige litteratur vælges normalt et trykniveau på 1 bar som nulpunkt for Jupiters "overflade" højder [2] . Ligesom på Jorden har det øverste niveau af atmosfæren - exosfæren - ikke en klart defineret grænse [13] . Dens tæthed falder gradvist, og exosfæren passerer jævnt ind i det interplanetariske rum cirka 5000 km fra "overfladen" [14] .

Vertikale temperaturvariationer i den jovianske atmosfære ligner dem på Jorden . Temperaturen i troposfæren falder med højden, indtil den når et minimum kaldet tropopausen [15] , som er grænsen mellem troposfæren og stratosfæren. På Jupiter er tropopausen omkring 50 km over synlige skyer (eller 1 bar niveau), hvor tryk og temperatur er tæt på 0,1 bar og 110 K [11] [16] . I stratosfæren stiger temperaturen til omkring 200 K ved overgangen til termosfæren og i en højde og tryk på omkring 320 km og 1 mikrobar [11] . I termosfæren fortsætter temperaturen med at stige og når til sidst 1000 K i cirka 1000 km højde og ved et tryk på 1 nanobar [17] .

Jupiters troposfære er karakteriseret ved en kompleks struktur af skyer [3] . De øverste skyer, der ligger ved et trykniveau på 0,6-0,9 bar, består af ammoniak-is [18] . Det antages, at der er et lavere lag af skyer, bestående af ammoniumhydrosulfid (eller ammoniumsulfid ) (mellem 1-2 bar) og vand (3-7 bar) [19] [20] . Det er bestemt ikke skyer af metan, da temperaturen der er for høj til, at den kan kondensere [3] . Vandskyer danner det tætteste lag af skyer og har en stærk indflydelse på atmosfærisk dynamik. Dette er resultatet af vands høje kondensationsvarme og dets højere indhold i atmosfæren sammenlignet med ammoniak og svovlbrinte (ilt er et mere almindeligt kemisk grundstof end nitrogen eller svovl) [12] . Forskellige troposfæriske (200-500 mbar) og stratosfæriske (10-100 mbar) tågelag er placeret over hovedskylaget [19] [21] . Sidstnævnte består af kondenserede tunge polycykliske aromatiske kulbrinter eller hydrazin , som dannes i stratosfæren (1-100 mikrobar) under påvirkning af solens ultraviolette stråling på metan eller ammoniak [3] . Mængden af ​​metan i forhold til molekylært brint i stratosfæren er 10 −4 [14] , mens forholdet mellem andre kulbrinter, såsom ethan og acetylen, og molekylært brint er omkring 10 −6 [14] .

Jupiters termosfære er placeret på et trykniveau under 1 μbar og er karakteriseret ved sådanne fænomener som luftglød, nordlys og røntgenstråler [ 22] . Inden for dette niveau af atmosfæren danner en stigning i tætheden af ​​elektroner og ioner ionosfæren [14] . Årsagerne til overvægten af ​​høje temperaturer (800-1000 K) i atmosfæren er ikke fuldt ud forklaret [17] ; nuværende modeller giver ikke temperaturer over 400 K [14] . Dette kan skyldes adsorption af højenergi solstråling (UV eller røntgen), opvarmning af ladede partikler fra acceleration i Jupiters magnetosfære eller spredning af opadgående udbredende gravitationsbølger [23] . Ved lave breddegrader og poler er termosfæren og exosfæren kilder til røntgenstråler, som først blev observeret af Einstein Observatory i 1983 [24] . Energetiske partikler fra Jupiters magnetosfære er ansvarlige for de lyse nordlysovaler, der omgiver polerne. I modsætning til terrestriske analoger, som kun optræder under magnetiske storme, observeres auroras i Jupiters atmosfære konstant [24] . Jupiters termosfære er det eneste sted uden for Jorden, hvor der er fundet en triatomisk ion (H₃ + ) [14] . Denne ion forårsager stærk emission i det midt-infrarøde ved bølgelængder mellem 3 og 5 µm og fungerer som termosfærens hovedkølemiddel [22] .

Kemisk sammensætning

Sammensætningen af ​​Jupiters atmosfære svarer til planetens som helhed [1] . Jupiters atmosfære er blevet undersøgt mest fuldt ud i forhold til andre atmosfærer af gasgiganter, da den blev direkte undersøgt af nedstigningsfartøjet Galileo , som blev opsendt i Jupiters atmosfære den 7. december 1995 [25] . Andre kilder til information om sammensætningen af ​​den jovianske atmosfære er observationerne fra Det Infrarøde Rumobservatorium (ISO) [26] , de interplanetariske sonder Galileo og Cassini [27] samt jordbaserede observationer [1] .

De to hovedkomponenter i Jupiters atmosfære er molekylært brint og helium [1] . Den relative mængde helium er 0,157 ± 0,0036 med hensyn til molekylært brint i forhold til antallet af molekyler, og dets massefraktion, 0,234 ± 0,005 , er lidt lavere end den primære [28] værdi i solsystemet [1] . Årsagen til dette er ikke helt klar, men da det er tættere end brint, kan det meste helium kondensere ind i Jupiters kerne [18] . Atmosfæren indeholder også mange simple forbindelser, såsom vand , metan (CH4), svovlbrinte (H₂S), ammoniak (NH₃) og phosphin (PH₃) [1] . Deres relative overflod i den dybe (under 10 bar) troposfære antyder, at Jupiters atmosfære er 3-4 gange rigere på kulstof , nitrogen , svovl og muligvis ilt [b] end Solen [c] [1] . Antallet af ædelgasser, såsom argon , krypton og xenon , overstiger antallet af dem på Solen (se tabel), mens neon er klart mindre [1] . Andre kemiske forbindelser, arsin (AsH₃) og tysk (GeH₄), er kun til stede i spormængder [1] . Jupiters øvre atmosfære indeholder små relative mængder af simple kulbrinter : ethan , acetylen og diacetylen , som dannes under påvirkning af solens ultraviolette stråling og ladede partikler, der ankommer fra Jupiters magnetosfære [1] . Kuldioxid , kulilte og vand i den øvre atmosfære menes at skyldes deres tilstedeværelse på grund af nedslag i Jupiters atmosfære fra kometer såsom Comet Shoemaker-Levy 9 . Vand kan ikke komme fra troposfæren, fordi tropopausen , der fungerer som en kuldefælde, effektivt forhindrer vand i at stige til stratosfærens niveau [1] .

Jordbaserede observationer, såvel som observationer fra rumfartøjer, har ført til forbedret viden om isotopforholdet i Jupiters atmosfære.  Fra juli 2003 er den accepterede værdi for den relative mængde deuterium (2,25 ± 0,35)⋅10 −5 [1] , hvilket sandsynligvis er den primære værdi for den protosolare tåge , hvorfra solsystemet blev dannet [26] . Forholdet mellem nitrogenisotoper 15 N og 14 N i Jupiters atmosfære er 2,3⋅10 −3 , hvilket er en tredjedel lavere end i Jordens atmosfære (3,5⋅10 −3 ) [1] . Sidstnævnte opdagelse er særlig vigtig, da tidligere teorier om dannelsen af ​​solsystemet mente, at terrestriske værdier for nitrogenisotoper var primære [26] .

Zoner, bælter og hvirvler

Den synlige overflade af Jupiter er opdelt i mange bånd parallelt med ækvator. Der er to typer bånd: relativt lyse zoner og mørke bånd [4] . Den brede ækvatorialzone (EZ) strækker sig nogenlunde mellem breddegrader 7°S og 7°N. Over og under EZ er de nordlige og sydlige ækvatorialbælter (NEB og SEB), der strækker sig til henholdsvis 18°N og 18°S. Længere fra ækvator ligger de nordlige og sydlige tropiske zoner (NtrZ og STrZ) [4] . En sådan ufravigelig vekslen af ​​bælter og zoner fortsætter op til 50°S og N, hvor deres synlige manifestationer bliver noget mindre mærkbare [30] . Bælterne fortsætter formentlig op til omkring 80° nord eller syd mod polerne [4] .

Forskellen i farve mellem zonerne og bælterne ligger i forskellene mellem skyernes opacitet. Koncentrationen af ​​ammoniak i zonerne er højere, hvilket fører til fremkomsten af ​​tættere skyer af ammoniak-is i højere højder, og det gør igen zonerne lysere [15] . På den anden side er bælteskyer tyndere og placeret i lavere højder [15] . Den øvre troposfære er koldere i zoner og varmere i bælter [4] . Den nøjagtige karakter af de stoffer, der gør Jupiters zoner og bælter så "farverige" er ukendt, men de kan omfatte komplekse forbindelser af svovl, fosfor og kulstof [4] .

Jupiterbælterne er omkranset af zoneformede atmosfæriske strømme (vinde), som kaldes "jetfly". Jetfly, der bevæger sig mod vest (retrograd bevægelse) observeres normalt, når de bevæger sig fra zoner til bælter (længere fra ækvator), mens dem, der bevæger sig mod øst (normal bevægelse), normalt observeres, når de bevæger sig fra bælter til zoner [4] . Modeller af Jupiters atmosfære tyder på, at zonevinde falder i bæltehastighed og stiger i zoner fra ækvator til polerne. Derfor er vindgradienten i bælterne cyklonisk, og i zonerne er den anticyklonisk [20] . Ækvatorzonen er en undtagelse fra reglen, hvor der er en stærk bevægelse af jetfly mod øst, og det lokale minimum af vindhastighed er placeret nøjagtigt på ækvator. Hastigheden af ​​jetflyene på Jupiter er meget høj, nogle steder når den op på 100 m/s [4] . Denne hastighed svarer til skyer af ammoniak placeret i trykområdet på 0,7-1 bar. Jetfly, der cirkler i samme retning som Jupiter, er stærkere end dem, der er modsat (retrograd) [4] . De lodrette dimensioner af jetflyene er ukendte. Zonevinde dør ud i en højde svarende til 2-3 højdeskalaer [a] over skyerne. Samtidig stiger vindhastigheden under skyniveauet kun en smule og forbliver konstant op til et trykniveau på 22 bar, den maksimale dybde, der nås af Galileo-nedstigningskøretøjet [16] .

Oprindelsen af ​​"båndstrukturen" af Jupiters skyer er ikke helt klar, men de mekanismer, der styrer den, minder om Jordens Hadley-celle . Den enkleste fortolkning er, at zoner er steder med atmosfærisk opstrømning , og bælter er manifestationer af nedstrømning [31] . I zonerne udvider og afkøles luften, der stiger op og er beriget med ammoniak, og danner høje og tætte skyer. I bælterne synker luften og opvarmes adiabatisk , og de hvide ammoniakskyer fordamper og afslører de mørkere skyer nedenfor. Placeringen og bredden af ​​båndene på Jupiter er stabile og har sjældent ændret sig i perioden fra 1980'erne til 2000'erne. Et eksempel på en ændring er et lille fald i hastigheden af ​​en kraftig østjet mellem de nordlige tropiske zoner og de nordlige tempererede zoner med 23°N [5] [31] . Striberne ændrer sig dog i farve og intensitet af farver over tid .

Særlige striber

Den jupiteriske atmosfære er opdelt i zoner og bælter, og hver af dem har sit eget navn og har særlige karakteristiske kendetegn. De starter fra de sydlige og nordlige polarområder, som strækker sig fra polerne med omkring 40-48° N/S. Disse blågrå områder er normalt uden karakteristiske træk [30] .

Den nord-nordlige tempererede region viser sjældent flere bemærkelsesværdige detaljer end polarområderne på grund af sløring, perspektiv og den generelle spredning af bemærkelsesværdige områder. Samtidig er North-North Temperate Belt (NNTB) det nordligste tydelige bælte, selvom det nogle gange "forsvinder". Forstyrrelser har tendens til at være mindre og kortvarige. Den nord-nord tempererede zone er mere fremtrædende, men generelt lige så rolig. Nogle gange observeres andre mindre bælter og zoner i regionen [32] .

Den nordlige tempererede region er på breddegrader, der er let tilgængelige fra Jorden og har derfor en fremragende registrering af observationer [33] . Det er også bemærkelsesværdigt for at have den stærkeste normale jet på planeten, som danner den sydlige grænse for den nordlige tempererede zone (NTB) [33] . NTB forsvinder omkring en gang om året (dette skete under passagen af ​​begge Voyagers ), og forbinder således midlertidigt den nordlige tempererede zone (NTZ) og den nordlige tropiske zone (NTropZ) [33] . Resten af ​​tiden er NTZ en forholdsvis smal stribe, hvori de nordlige og sydlige komponenter kan skelnes [33] .

Den nordlige tropiske region består af NTropZ og det nordlige ækvatorialbælte (NEB). NTropZ er normalt meget stabil i farven, næsten enhver ændring i den er forårsaget af aktiviteten af ​​den sydlige jet i NTB. Ligesom NTZ er det nogle gange opdelt i en smal stribe - NTropB. I sjældne tilfælde forekommer "Små røde pletter" i den sydlige del af NTropZ. Som navnet antyder, er de de nordlige ækvivalenter til Den Store Røde Plet. I modsætning til BKP har de en tendens til at forekomme i par og er kortlivede, cirka et år i gennemsnit; flere af dem eksisterede netop på tidspunktet for forbiflyvningen af ​​Pioneer 10 [34] .

NEB er et af de mest aktive bælter på planeten. Det er karakteriseret ved tilstedeværelsen af ​​anticykloner ("hvide ovaler") og cykloner ("brune ovaler"), hvor anticykloner normalt dannes længere mod nord; ligesom NTropZ holder de fleste af disse bemærkelsesværdige formationer ikke længe. Ligesom det sydlige ækvatorialbælte (SEB), "falder NEB nogle gange ud" og "genfødes". Dette sker cirka en gang hvert 25. år [35] .

Ækvatorzonen (EZ) er en af ​​de mest stabile områder i den planetariske atmosfære. Langs de nordlige kanter af EZ bevæger en slags "fjer" sig sydvest fra NEB og er begrænset til mørke, varme (i det infrarøde) områder kendt som "muslinger" (hot spots) [36] . Selvom den sydlige grænse af EZ normalt er statisk, viser observationer fra slutningen af ​​det 19. århundrede til begyndelsen af ​​det 20. århundrede, at dens "mønster" har ændret sig betydeligt siden da. EZ varierer betydeligt i farve, fra hvidlig til okker, eller endda kobberrød; nogle gange skelnes der et ækvatorialbånd (EB) inde i det [37] . Atmosfæriske træk og skyer i EZ bevæger sig i forhold til andre breddegrader med omkring 390 km/t [38] [39] .

Den sydlige tropiske region omfatter det sydlige ækvatorialbælte (SEB) og den sydlige tropiske zone. Dette er langt den mest aktive region på planeten, og den er også vært for den mest kraftfulde retrograde jet på planeten. SEB er normalt det bredeste og mørkeste bælte på Jupiter; dog er den undertiden opdelt af en zone (SEBZ) og har en tendens til at forsvinde hvert 3.-15. år, før den dukker op igen; dette fænomen er kendt som "SEB-renæssancecyklussen". Et par uger eller måneder efter, at bæltet er forsvundet, dannes der en hvid plet i stedet, som spyr mørkebrunt materiale, som strækkes ind i et nyt bælte af Jupiterian vinde. Sidste gang bæltet forsvandt var i maj 2010 [40] . Et genkendeligt træk ved SEB er blandt andet den lange kæde af cykloner skabt af Den Store Røde Plet. Ligesom NtropZ er STropZ en af ​​de mest synlige zoner på planeten; ikke kun er BKP placeret i det, men nogle gange kan du også se Southern Tropical Perturbation (STropD) i det - et område inde i zonen, som er relativt stabilt og holdbart; den længste periode af dens eksistens er fra 1901 til 1939 [41] .

Den sydlige tempererede region eller det sydlige tempererede bælte (STB) er et anderledes, mørkt, godt markeret bælte, større end NTB. Indtil marts 2000 var dets mest bemærkelsesværdige træk de langlivede "ovaler" BC, DE og FA, som nu er fusioneret til Oval BA ("Red Junior"). Ovalerne var faktisk en del af den sydlige tempererede zone, men de udvidede sig helt til STB, hvilket delvist afgrænsede den [4] . STB er lejlighedsvis forsvundet, tilsyneladende på grund af komplekse interaktioner mellem de hvide ovaler og BKP. Den sydlige tempererede zone (STZ), den zone, som de hvide ovaler stammer fra, er meget variabel [42] .

Der er mange bemærkelsesværdige områder af atmosfæren på Jupiter, som er svære at få adgang til for jordbaserede observationer. Den sydlige tempererede region er endnu sværere at skelne end NNTR - dens detaljer er svære at se uden brug af store jordbaserede teleskoper og rumfartøjer [43] . Mange zoner og bælter er midlertidige og ikke altid synlige, såsom Ækvatorialbåndet (EB) [44] , Northern Equatorial Belt Zone (NEBZ, hvid zone med et bælte) og Southern Equatorial Belt Zone (SEBZ) [45] . Båndene er nogle gange opdelt af forskellige atmosfæriske forstyrrelser. Når en zone eller et bælte er opdelt i dele af en eller anden form for forstyrrelse, tilføjes N eller S for at fremhæve den nordlige eller sydlige komponent af zonen eller båndet, såsom NEB(N) og NEB(S) [46] .

Dynamics

Cirkulationen i Jupiters atmosfære adskiller sig markant fra den på Jorden . Jupiters overflade er flydende, der er ingen fast overflade. Derfor kan konvektion forekomme i et hvilket som helst område af den ydre gasformige kappe. Fra 2011 er der ingen omfattende teori om Jupiters atmosfæriske dynamik. En sådan teori burde forklare følgende fakta: eksistensen af ​​smalle stabile bånd og strømninger symmetriske om ækvator, en kraftig ækvatorial strømning fra vest til øst (i retning af planetens rotation), forskellen mellem zoner og bælter, samt oprindelsen og stabiliteten af ​​store hvirvler, såsom den store røde plet [47] .

Eksisterende teorier kan opdeles i 2 klasser: nær overflade og dyb. Den første antager, at den observerede cirkulation i høj grad skyldes atmosfærens tynde ydre (vejr) niveau, og den indre del er stabil. Sidstnævnte postulerer, at de observerede strømme er en manifestation af processer, der foregår i de dybe lag af Jupiters atmosfære [48] . Hver af teorierne har både styrker og svagheder, så mange planetforskere mener, at den sande teori vil omfatte elementer fra begge modeller [49] .

Overflademodeller

De første forsøg på at forklare dynamikken i Jupiters atmosfære går tilbage til 1960'erne [48] [50] . De var delvist baseret på terrestrisk meteorologi , veludviklet på det tidspunkt. Det blev antaget, at de atmosfæriske strømme på Jupiter opstår på grund af turbulens, som igen understøttes af fugtig konvektion i atmosfærens yderste lag (over skyerne) [51] [52] . Våd konvektion er et fænomen forbundet med kondensering og fordampning af vand, dette er et af de vigtigste fænomener som påvirker dannelsen af ​​jordens vejr [53] . Fremkomsten af ​​strømninger i denne model er forbundet med den velkendte egenskab ved todimensionel turbulens - den såkaldte omvendte kaskade, hvor små turbulente strukturer (hvirvler) smelter sammen og danner større hvirvler [51] . På grund af planetens begrænsede størrelse kan sådanne strukturer ikke vokse ud over en vis karakteristisk skala, for Jupiter kaldes dette Rhinskalaen. Dette skyldes påvirkningen fra Rossby-bølgerne . Mekanismen er som følger: når den største turbulente struktur når en vis størrelse, begynder energi at strømme ind i Rossby-bølger , og ikke ind i en større struktur, stopper den omvendte kaskade [54] . På en sfærisk, hurtigt roterende planet er spredningsforholdet for Rossby-bølger anisotropisk , så Reines-skalaen i retning af parallellerne er større end i retning af meridianen [54] . Som følge heraf dannes strukturer i stor skala, strakt parallelt med ækvator. Deres meridionale udstrækning synes at være den samme som vandløbenes faktiske bredde [51] . I overfladenære modeller overfører hvirvler således energi til strømme og skal derfor forsvinde.

Selvom disse modeller med succes forklarer eksistensen af ​​snesevis af smalle vandløb, har de også alvorlige mangler [51] . Den mest bemærkelsesværdige af dem: med sjældne undtagelser bør en stærk ækvatorial strøm vises i retning mod planetens rotation, og en strømning langs rotation observeres. Derudover har vandløb tendens til at være ustabile og kan falde ud fra tid til anden [51] . Overflademodeller forklarer ikke, hvordan de observerede strømme i Jupiters atmosfære overtræder stabilitetskriteriet [55] . Mere udviklede flerlagsversioner af sådanne modeller giver et mere stabilt cirkulationsmønster, men der er stadig mange problemer [56] .

I mellemtiden fandt Galileo -sonden ud af , at Jupiters vind strækker sig et godt stykke under skyniveau (5-7 bar) og ikke viser tegn på at forsvinde ned til 22 bar, hvilket tyder på, at Jupiters atmosfæriske cirkulation faktisk kan være dyb [16] .

Dybdemodeller

Den første dybdemodel blev foreslået af Busse i 1976 [58] [59] . Den er baseret på den berømte Taylor-Prudman-sætning i hydrodynamik , som er som følger: i enhver hurtigt roterende barotropisk ideel væske er strømme organiseret i en række cylindre parallelt med rotationsaksen. Sætningens betingelser er sandsynligvis opfyldt i betingelserne for Jupiters indre. Derfor kan Jupiters brintkappe godt opdeles i mange cylindre, hvor cirkulationen er uafhængig i hver af dem [60] . På de breddegrader, hvor cylindrenes ydre og indre grænser krydser planetens synlige overflade, dannes der strømme, og selve cylindrene er synlige som zoner og bælter. Den dybe model forklarer let den jet, der er rettet langs planetens rotation ved Jupiters ækvator. Dyserne er stabile og overholder ikke det todimensionelle stabilitetskriterie [60] . Modellen har dog et problem: den forudsiger et meget lille antal brede jetfly. Realistisk 3D-modellering er endnu ikke mulig, og de forenklede modeller, der bruges til at bekræfte dyb cirkulation, kan gå glip af vigtige aspekter af Jupiters hydrodynamik [60] . En af de modeller, der blev offentliggjort i 2004, gengav ganske plausibelt Jet-strip-strukturen af ​​Jupiters atmosfære [49] . Ifølge denne model er den ydre brintkappe tyndere end i andre modeller og havde en tykkelse på kun 10 % af planetens radius, mens den i standard Jupiter-modeller er 20-30 % [61] . Et andet problem er de processer, der kan drive dyb cirkulation. Det er muligt, at dybe strømme kan være forårsaget af kræfter nær overfladen, såsom fugtig konvektion, eller dyb konvektion af hele planeten, som fjerner varme fra Jupiters indre [51] . Hvilken af ​​disse mekanismer der er vigtigere er stadig uklart.

Intern varme

Det har været kendt siden 1966, at Jupiter udstråler meget mere varme, end den modtager fra Solen [62] . Det antages, at forholdet mellem planetens strålingsstyrke og den modtagne solstråling er omtrent lig med 1,67 ± 0,09. Den interne varmeflux fra Jupiter er 5,44 ± 0,43 W/m², mens den samlede udstrålede effekt er 335 ± 26 PW . Sidstnævnte værdi er cirka en milliarddel af den samlede effekt, der udstråles af Solen. Den overskydende varme er højst sandsynligt en konsekvens af opvarmning i de tidlige stadier af dannelsen af ​​Jupiter, på grund af processer i solsystemets tilvækstskive, kollisioner af planetesimaler mod planetens kerne og efterfølgende gravitationsdifferentiering , dog til dels. kan være en konsekvens af heliumudfældning på planetens kerne [63] .

Intern opvarmning kan have en vigtig effekt på Jupiters atmosfære. Jupiter har en lille hældning på 3°, og dens poler modtager meget mindre solstråling end ækvator, men temperaturen i troposfæren ændrer sig ikke mærkbart fra ækvator til polerne. En forklaring på dette er, at interne konvektionsprocesser er som en "termostat", der afgiver mere varme nær polerne end ved ækvator. Dette fører til en ensartet temperaturfordeling i troposfæren. På Jorden transporteres varme fra ækvator til polerne, hovedsageligt på grund af atmosfærisk cirkulation , mens dyb konvektion på Jupiter afbalancerer fordelingen af ​​varme. Dybest set skyldes konvektion inde i Jupiter intern varme [64] .

Adskil atmosfæriske elementer

Hvirvelvinde

Jupiters atmosfære er "hjemsted" for hundredvis af hvirvler : runde roterende strukturer, der ligesom i Jordens atmosfære kan opdeles i 2 klasser: cykloner og anticykloner [6] . Førstnævnte roterer i retning af planetens rotation ( mod uret på den nordlige halvkugle og med uret på den sydlige halvkugle); den anden - i den modsatte retning. Men i modsætning til Jordens atmosfære råder anticykloner over cykloner i Jupiters atmosfære: mere end 90 % af hvirvlerne, hvis diameter overstiger 2000 km, er anticykloner [65] . "Levetiden" for hvirvler varierer fra flere dage til århundreder, afhængigt af deres størrelse: for eksempel er den gennemsnitlige levetid for anticykloner med diametre fra 1000 til 6000 km 1-3 år [66] . Hvirvler er aldrig blevet observeret ved Jupiters ækvator (inden for 10° breddegrad), hvor de er ustabile [9] . Som med enhver hurtigt roterende planet er Jupiters anticykloner højtrykscentre, mens cykloner er lavtrykscentre [36] .

Anticykloner på Jupiter er altid begrænset i zoner, hvor vindhastigheden stiger i retningen fra ækvator til polerne [66] . De er normalt lyse og fremstår som hvide ovaler [6] . De kan bevæge sig langs længdegraden, men forbliver på samme breddegrad, idet de ikke er i stand til at forlade den zone, der fødte dem [9] . Vindhastigheden i deres periferi kan nå 100 m/s [8] . Forskellige anticykloner placeret i samme zone har en tendens til at forene sig, når de nærmer sig hinanden [67] . Men i Jupiters atmosfære blev to anticykloner, i modsætning til de andre, observeret og observeret - dette er den store røde plet (GRS) [7] og den ovale BA [8] , dannet i 2000. I modsætning til hvide ovaler er deres struktur domineret af en rød farve, sandsynligvis på grund af et rødligt stof, der stiger op fra planetens dybder [7] . På Jupiter dannes anticykloner sædvanligvis ved sammensmeltning af mindre strukturer, herunder konvektive storme [66] , selvom store ovaler også kan dannes fra ustabile jetfly. Sidste gang dette blev observeret var i 1938-1940, hvor flere hvide ovaler blev genereret af ustabilitet i den sydlige tempererede zone; de fusionerede senere og dannede Oval BA [8] [66] .

I modsætning til anticykloner er jovianske cykloner kompakte mørke strukturer med en uregelmæssig form. De mørkeste og mest regulære cykloner kaldes brune ovaler [65] . Eksistensen af ​​flere store langlivede cykloner er dog ikke udelukket. Ud over kompakte cykloner kan der observeres adskillige uregelmæssigt formede filamentøse "rester" på Jupiter, hvor der observeres cyklonisk rotation [6] . En af dem ligger vest for BKP i det sydlige ækvatorialbælte [68] . Disse "bidder" kaldes cykloniske områder (CR). Cykloner dannes altid kun i bælter, og ligesom anticykloner smelter de sammen, når de nærmer sig [66] .

Den dybe struktur af hvirvler er ikke helt klar. De menes at være relativt tynde, da enhver tykkelse over omkring 500 km ville føre til ustabilitet. Store anticykloner hæver sig ikke over flere tiere kilometer i forhold til den observerede overskyethed. En hypotese antyder, at hvirvler er dybe konvektions-"fjer" (eller "konvektionssøjler"), men i øjeblikket har det ikke vundet popularitet blandt planetforskere [9] .

Den store røde plet

Den Store Røde Plet (GRS) er en vedvarende anticyklonstorm beliggende 22° syd for Jupiters ækvator, som har eksisteret i mindst 181 år, og muligvis længere end 346 år [70] [71] . Denne storm var stor nok til at blive observeret med jordbaserede teleskoper.

Den Store Røde Plet roterer mod uret omkring sin akse med en periode på cirka 6 jorddage [72] eller 14 Jupiterdage. Dens omtrentlige dimensioner varierer i intervallet 24.000-40.000 km fra vest til øst og 12.000-14.000 km fra syd til nord. Pletten er stor nok til at passe 3 planeter på størrelse med Jorden.

I begyndelsen af ​​2004 var Den Store Røde Plet halvt så stor, som den var for et århundrede siden, da den var 40.000 km i diameter. Ved den nuværende sammentrækningshastighed kan stedet blive rundt omkring 2040, hvilket dog virker ret tvivlsomt på grund af de forvrængninger, der er indført af nabofly [73] . Hvor længe BKP'en vil vare, og om de ændringer, der er sket i den, er resultatet af udsving, der er normale for den, er ukendt [74] .

Ifølge observationer fra videnskabsmænd fra University of California i Berkeley , mellem 1996 og 2006, mistede stedet 15% af sin diameter langs længdeaksen. Xylar Esay-Davis, som var med i holdet, der udførte undersøgelsen, bemærkede, at stedet ikke forsvinder baseret på hastighedsmålinger, da "hastighed er et mere passende kriterium for observation, da skyerne involveret i dannelsen af ​​den røde plet er også markant påvirket nogle andre fænomener i den omgivende atmosfære” [75] .

Infrarøde observationer og data indsamlet fra dem har længe indikeret, at BKP er koldere og dermed højere end mange andre skyer i atmosfæren; [76] . Niveauet af BKP-skyerne er omkring 8 km højere end de omkringliggende skyer. Desuden gjorde omhyggelige observationer af detaljerne i den jovianske atmosfære allerede i 1966 det muligt at fastslå, at stedet roterer mod uret. Dette blev bekræftet af de første time-lapse fotografier taget fra Voyagers under deres forbiflyvning af Jupiter [77] . Solpletten er afgrænset af en moderat østlig stråle fra syd og en meget kraftig stråle mod vest fra nord [78] . Selvom vinden blæser med 120 m/s (432 km/t) nær kanterne af området, synes strømmene i dette område at være stillestående, med lidt til- eller udstrømning [79] . Pletrotationsperioden faldt med tiden; måske har dette noget at gøre med dens konstante reduktion i størrelse [80] . I 2010 observerede astronomer BKP i det fjerne infrarøde (8,5 til 24 µm) med et tidligere uopnåeligt opløsningsniveau og fandt ud af, at dens centrale, rødeste del er varmere end resten af ​​omgivelserne med en størrelsesorden på 3 -4 grader. Sådanne relativt varme luftmasser er placeret ved et trykniveau på cirka 200-500 mbar - i den øvre troposfære. Dette varme centrale sted roterer langsomt modsat og er højst sandsynligt resultatet af et fald i luftmasserne i BKP tættere på midten [81] .

Den Store Røde Plets breddegrad er relativt stabil over en lang observationsperiode, varierende inden for en grad, men dens længdegrad ændrer sig konstant [82] [83] . Fordi Jupiters atmosfære roterer uensartet på forskellige breddegrader, har astronomer skabt tre forskellige systemer til at bestemme længdegraden. System II blev brugt til breddegrader over 10° og var oprindeligt baseret på den Store Røde Plets rotationsperiode om Jupiters akse: 9t 55m 42s [84] [85] . Men på grund af det faktum, at omløbsperioderne for BKP og Jupiter divergerer, siden begyndelsen af ​​det 19. århundrede, har stedet "vendt rundt" omkring planeten i koordinatsystem II mindst 10 gange. Niveauet af pletdrift har ændret sig dramatisk i de senere år, hvilket menes at være relateret til ændringer i lysstyrken af ​​det sydlige ækvatorialbælte og tilstedeværelsen eller fraværet af sydlige tropiske forstyrrelser [86] .

Hvad der præcist giver BKP'ens rødlige nuance vides ikke præcist. Teorier, understøttet af laboratorieforsøg, tyder på, at denne farve kan være forårsaget af komplekse organiske molekyler, rødt fosfor eller muligvis en eller anden svovlforbindelse. Nuancen af ​​BKP varierer i en bred vifte - fra rødbrun til gullig-rød og endda hvid. Den rødeste centrale del er varmere end omgivelserne; dette med en tilstrækkelig grad af sikkerhed giver os mulighed for at fastslå, at farven på pletten i høj grad er påvirket af miljøfaktorer [87] . Pletten forsvinder nogle gange fra det synlige spektrum og kan kun skelnes i det såkaldte "Red Spot Cavity", som er dets "niche" i det sydlige ækvatorialbælte. Synligheden af ​​BKP ser ud til at have noget at gøre med ændringer i det sydlige ækvatorialbælte: Når båndet er lyst hvidt, bliver pletterne mørkere, og når båndet bliver mørkere, bliver det normalt lysere. Perioderne med mørkere og lysere pletten er uregelmæssige: for eksempel var pletten mørk i 1961-1966, 1968-1975, 1989-1990 og 1992-1993 [88] .

Den Store Røde Plet skal ikke forveksles med Den Store Mørke Plet  , en atmosfærisk hvirvel observeret i 2000 af Cassini-Huygens rumfartøjet nær Jupiters nordpol [89] . Et lignende træk ved Neptuns atmosfære er også blevet kaldt den store mørke plet . Sidstnævnte blev optaget af Voyager 2 i 1989 og kan have været en slags "hul" i atmosfæren, som forsvandt omkring 1994 (en lignende formation observeres dog stadig på Neptuns nordlige breddegrader) [90] .

Oval BA

Oval BA er det officielle navn for en rødlig hvirvel på Jupiters sydlige halvkugle, der i form ligner Den Store Røde Plet, men mindre. Oval BA omtales ofte som "Red Spot Junior" eller "Small Red Spot". Hvirvelen er placeret i den sydlige tempererede zone. BA-ovalen blev set i 2000 efter sammenlægningen af ​​tre små hvide hvirvler, og er siden intensiveret [91] .

Dannelsen af ​​tre hvide ovale storme, som senere smeltede sammen til Oval BA, kan spores tilbage til 1939, hvor der var tre mørke atmosfæriske strukturer i den sydlige tempererede zone, der effektivt opdelte zonen i 3 lange sektioner. Jupiter-observatør Elmer J. Reese mærkede disse tre mørke sektioner AB, CD og EF. Sektionerne udvidede sig, hvilket forkortede afstanden mellem dem inden for STZ og dannede sig til hvide ovaler FA, BC og DE [92] . Ovals BC og DE fusionerede i 1998 til Oval BE. Senere, i marts 2000, fusionerede BE og FA og dannede Oval BA [91] .

Oval BA begyndte gradvist at blive rød i 2005 [93] . Allerede den 24. februar 2006 bemærkede den filippinske amatørastronom Christopher Goh, at stedet havde fået næsten samme nuance som BKP [93] . Som et resultat foreslog Dr. Tony Phillips at kalde det "Little Red Spot" eller "Red Small" [94] .

I april 2006 observerede et hold astronomer, som troede, at Oval BA kunne have passeret ret tæt på BKP det år, begge hvirvler med Hubble-teleskopet [95] . Storme passerer tæt på hinanden omkring hvert andet år, men passagen af ​​2002 og 2004 tiltrak ikke sådan opmærksomhed. Dr. Amy Simon-Miller, fra Goddard Space Flight Center , forudsagde, at hvirvlerne ville passere tættest på hinanden den 4. juli 2006 [95] . Den 20. juli blev begge hvirvler taget af Gemini Observatory [96] forbi hinanden .

Årsagen til rødmen af ​​Oval BA er ukendt. Ifølge en undersøgelse fra 2008 af Dr. Santiago Pérez-Hoyos fra "Universitetet i Baskerlandet" er den mest sandsynlige mekanisme "opadgående og intern diffusion af noget farvet stof eller damp, tåge, gas, som senere interagerer med højenergi solenergi fotoner i de øverste lag af Oval BA" [97] . Nogle mener, at små hvirvelvinde, og derfor "hvide pletter", bliver røde, når vinden får tilstrækkelig styrke til at løfte gasserne nedenunder, som, når de udsættes for sollys, skifter farve [98] .

Ifølge observationer foretaget af Hubble-teleskopet i 2007 bliver Oval BA stærkere og stærkere. Vindhastighederne på observationstidspunktet var allerede 618 km/t, hvilket er sammenligneligt med vindhastighederne i Den Store Røde Plet, og disse vinde er meget stærkere, end de var i stamhvirvlerne [99] [100] . Fra juli 2008 nærmede dens dimensioner sig Jordens diameter og cirka halvdelen af ​​størrelsen af ​​BKP [97] .

Oval BA må ikke forveksles med en anden stor hvirvel - opslugt af LSR i 2008 - Southern Tropical Small Red Spot (LRS), som er blevet navngivet "Tiny Red Spot" (New Red Spot) af NASA [98] [101 ] . Den nye hvirvel, tidligere en hvid plet i Hubble-billeder, blev rød i maj 2008. Det blev overvåget af University of California i Berkeley [102] . Den lille røde plet kolliderede med den røde plet i slutningen af ​​juni/begyndelsen af ​​juli 2008, og under kollisionen blev den mindre røde plet revet i stykker. Resterne af hvirvelen fortsatte stadig med at cirkle tæt på BKP, indtil de blev absorberet af den. De sidste rødlige rester af hvirvelen blev opslugt af den større BKP omkring midten af ​​juli. De sidste ikke-røde rester af Lille Røde Plet blev endelig fortæret omkring august 2008 [101] . På tidspunktet for sammenstødet var Oval BA relativt tæt på, men spillede ikke en åbenlys rolle i absorptionen af ​​den lille røde plet [101] .

Tordenvejr

Tordenvejr på Jupiter ligner dem på Jorden. De manifesterer sig som lyse og massive skyer på ca. 1000 km store, som dukker op fra tid til anden i de cykloniske områder af bælterne, især inden for stærke vestligt rettede jetfly [10] . I modsætning til hvirvler er tordenvejr et kortvarigt fænomen, den kraftigste af dem kan vare flere måneder, mens den gennemsnitlige varighed af eksistens er 3-4 dage [10] . Det menes, at de er en konsekvens af våd konvektion i lagene af Jupiter-troposfæren. Faktisk er tordenvejr "konvektionssøjler" ( fjer ), der rejser fugtige luftmasser fra dybet højere og højere, indtil de kondenserer til skyer. Den typiske højde for jovianske tordenskyer er 100 km, det vil sige, at de strækker sig til et trykniveau på omkring 5-7 bar, mens hypotetiske vandskyer begynder ved et trykniveau på 0,2-0,5 bar [103] .

Tordenvejr på Jupiter er selvfølgelig ikke komplet uden lyn. Billeder af Jupiters natside taget af rumfartøjerne Galileo og Cassini gør det muligt at skelne regelmæssige lysglimt i de Jupiteriske bælter og nær de vestlige jetfly, hovedsageligt på breddegrader 51°C, 56°S og 14°S [104 ] . Lynnedslag på Jupiter er generelt kraftigere end på Jorden. De forekommer dog meget sjældnere, og de skaber omtrent samme mængde lys med deres blink som de jordiske [104] . Der er registreret adskillige lyn i Jupiters polarområder, hvilket gør Jupiter til den anden planet efter Jorden, der kan se polarlyn [105] .

Hvert 15.-17. år begynder en særlig kraftig periode med tordenvejrsaktivitet på Jupiter. Den manifesterer sig hovedsageligt på en breddegrad på 23 °C, hvor den stærkeste østlige jet er placeret. Sidste gang dette blev observeret var i juni 2007 [103] . Det er mærkeligt, at to tordenvejr placeret hver for sig i længdegraden 55 ° i den nordlige tempererede zone havde en betydelig indvirkning på bæltet. Spørgsmål af mørk farve, tabt af tordenvejr, blandet med uklarheden af ​​bæltet og ændrede dens farve. Tordenvejr bevægede sig med en hastighed på omkring 170 m/s, endda lidt hurtigere end selve jetstrålen, hvilket indirekte indikerer eksistensen af ​​endnu stærkere vinde i atmosfærens dybe lag [103] .

Atmosfæriske forstyrrelser

Teksturen af ​​uklarhed, typisk for bælter og zoner, forstyrres nogle gange af atmosfæriske forstyrrelser (forstyrrelser). En af sådanne særligt stabile og langlivede forstyrrelser i den sydlige tropiske zone kaldes "Southern Tropical Perturbation" (STD). Observationshistorien markerer en af ​​de længste eksistensperioder for STD, hvor den tydeligt kunne skelnes fra 1901 til 1939. Forstyrrelsen blev først bemærket af Percy B. Molesworth den 28. februar 1901. Forstyrrelsen resulterede i en delvis tilsløring af den normalt lyse STZ. Siden da er flere lignende forstyrrelser blevet observeret i den sydlige tropiske zone [106] .

Hot Spots

Et af de mest mystiske træk ved Jupiters atmosfære er hot spots. Det er områder, hvor luftmasserne er relativt fri for skyer, hvilket tillader varmen at stige op fra dybet uden den store spredning i skyerne. Hot spots er synlige som hvide prikker i det infrarøde spektrum ved en bølgelængde på 5 µm [36] . De er overvejende placeret i bælter, men en kæde af sådanne pletter kan observeres på den nordlige kant af ækvatorzonen. Galileo-landeren passerede kun gennem et af disse ækvatoriale pletter. Hver ækvatorial plet er forbundet med en lys "fjer" af skyer placeret vest for dem og når størrelser op til 10.000 km [4] . På trods af deres afrundede form er hot spots ikke hvirvler [36] .

Oprindelsen af ​​hot spots er uklar. Det kan være faldende strømme af luftmasser, hvor luften opvarmes og tørres ved adiabatiske processer, eller måske er det ydre manifestationer af de såkaldte "planetariske højhøjdebølger", det vil sige, de er forårsaget af dybe processer, der sker under atmosfæren. Sidstnævnte forklaring er mere passende, fordi den forklarer årsagerne til periodiciteten af ​​ækvatoriale hot spots [4] [36] .

Observationshistorik

Tidlige astronomer registrerede ved hjælp af små teleskoper ændringer i den jovianske atmosfære [21] . Deres beskrivende terminologi - bælter og zoner, brune pletter og røde pletter, fjer, pramme, festoner og nordlys - er stadig i brug i dag [107] . Begreber som hvirvel, lodret bevægelse, skyhøjde kom i brug senere - i det 20. århundrede [21] .

De første observationer af atmosfæren ved en tidligere uopnåelig opløsning blev foretaget af Pioneer 10 og 11 rumfartøjerne . De første virkelig detaljerede billeder blev taget af Voyager- rumfartøjet [21] . Enhederne gjorde det muligt at se atmosfæren i opløsning på op til 5 km i størrelse i forskellige dele af spektret, og gjorde det endda muligt at skabe en slags "luftbåren video" (et eksempel som du kan se til højre) af atmosfæren i dens dynamik og bevægelse [21] . Nedstigningskøretøjet fra Galileo gjorde det muligt at se en uforlignelig mindre del af den jovianske atmosfære, men i meget bedre opløsning og en meget bredere del af spektret [21] .

I dag får astronomer information om atmosfæriske ændringer på Jupiter, primært takket være Hubble-teleskopet. At dømme efter observationer forstyrres den vanemæssige orden af ​​den jovianske atmosfære nogle gange af massive forstyrrelser, men generelt er den overraskende stabil [21] . Den lodrette bevægelse af Jupiters atmosfære er i vid udstrækning blevet udforsket takket være sporgasser set af jordbaserede teleskoper [21] . Spektroskopiske undersøgelser af sporene efter kollisionen af ​​resterne af kometen Shoemaker-Levy 9 og den jovianske atmosfære gjorde det muligt at få data om strukturen af ​​Jupiters atmosfære under skylaget. Tilstedeværelsen af ​​diatomisk svovl (S₂) og kulstofdisulfid (CS₂) i atmosfæren blev første gang registreret på Jupiter, og det er første gang, at S₂ overhovedet er blevet opdaget på et astronomisk objekt. Samtidig blev tilstedeværelsen af ​​ammoniak (NH₃) og svovlbrinte (H₂S) registreret, mens iltholdige molekyler såsom svovldioxid ikke blev påvist, hvilket var en overraskelse for astronomer [108] .

Nedstigningskøretøjet fra Galileo, der passerede op til et trykniveau på 22 bar, transmitterede data om temperatur, vind, sammensætning, skyer og stråling. Ikke desto mindre, i andre dele af atmosfæren, for niveauer under 1 bar, forbliver disse værdier usikre [107] .

Stor rød plet

Den første observation af BKP tilskrives ofte Robert Hooke , som beskrev en plet, han bemærkede på Jupiter i 1664; dog er det sandsynligt, at Hooke's Spot var i et andet bælte (Northern Equatorial vs. nuværende placering i Southern Equatorial). En mere overbevisende beskrivelse blev givet af Giovanni Cassini , som nævnte et "stabilt sted" på Jupiter året efter [109] . På trods af udsving i sigtbarheden var BKP synlig fra 1665 til 1713 [110] .

Mærkeligt nok blev Jupiter-pletten afbildet på et lærred af den italienske kunstner Donato Creti i 1700, som er udstillet i Vatikanet [111] [112] . Dette er en del af en serie af malerier, der udvikler scener fra det italienske liv på baggrund af forstørrede billeder af himmellegemer. Astronomen Eustachio Manfredi observerede skabelsen af ​​disse malerier for afklaringens skyld . Creti var den første til at tegne BKP rød, før ham malede ingen nogen detalje af Jupiters atmosfære som rød før slutningen af ​​det 19. århundrede [112] .

Igen findes optegnelser over BKP først fra 1830, og det blev først rigtig godt undersøgt i 1879, hvor det blev særligt godt skelneligt. Det lange 118-årige interval mellem de første observationer og 1830 giver ikke en klar idé om, hvad der skete: enten forsvandt den oprindelige plet og dannede sig igen eller forsvandt fra synlighed, eller observationsregistreringerne var forkerte. Dette var svært at bedømme [88] . De ældre observerede solpletter havde en kort observationshistorie og meget langsommere bevægelse end den moderne, hvilket gjorde identifikation vanskelig [111] .

Den 25. februar 1979, da Voyager 1 -rumfartøjet fløj 9,2 millioner kilometer fra Jupiter, sendte det det første detaljerede billede af Den Store Røde Plet til Jorden. Det var muligt at skelne detaljer med størrelser fra 160 kilometer. Den farverige, bølgede uklarhed, der er synlig mod vest på billedet, er en slags pletvågen, projiceret af den, hvor ekstremt komplekse og foranderlige uklarhedsbevægelser observeres [113] .

Hvide ovaler

De hvide ovaler, der skulle danne Oval BA, blev første gang set i 1939. Efter deres dannelse strakte de sig næsten 90 grader i længdegrad, men meget hurtigt - inden for et årti - begyndte de at falde; efter 1965 stabiliserede deres dimensioner sig inden for 10 længdegrader [114] . Selvom de oprindeligt var en del af STZ, bevægede de sig gradvist ind i den sydlige tempererede zone, hvilket formentlig skabte en slags niche i STZ [115] . Ligesom BKP var ovalen begrænset i bevægelse af to modstående jetfly fra nord og syd, en øst-rettet jet fra nord og en vest-rettet jet fra øst [116] .

Ovalernes bevægelse i længdegrad synes at være blevet påvirket af to faktorer: Jupiters position i kredsløb (de bevægede sig hurtigere ved aphelion) og nærhed til LSB (de accelererede inden for 50 grader fra LSB) [117] . Men fra 1940 til 1990 var der en mærkbar tendens til en afmatning i cirkulationen af ​​ovaler, deres begyndelseshastighed faldt med omkring 50% [118] .

På tidspunktet for Voyager forbiflyvningen var ovalene cirka 9000 km fra øst til vest, 5000 km fra nord til syd og roterede med en periode på 5 dage (BKP med en periode på 6 på det tidspunkt) [119] .

Se også

• Exoplanet (mange større end Jupiter )
• Rumfartøjet " Galileo " og dets nedstigningsmodul.
• Juno- rumfartøjet, der blev opsendt den 5. august 2011, er målrettet, ligesom Galileo, skabt til at studere Jupiter.
• Et atmosfærisk dyr  er et hypotetisk dyr, der kan bebo atmosfæren af, specifikt, Jupiter.

Kommentarer

1. ^   Højdeskala -sher i denne fortolkning defineret somsh=RT/(Mg j ), hvorR= 8,31 J / (mol K) -universel gaskonstant,M≈ 0,0023 kg / mol - gennemsnitlig molmasse i den jovianske atmosfære[11],T er temperaturen, ogg j ≈ 25 m/s² eraccelerationen af ​​frit faldpå Jupiters overflade. Da temperaturen varierer fra 110 K i tropopausen til 1000 K i termosfæren[11], kan højdeskalaen tage værdier fra 15 til 150 km.
2. ^   Den atmosfæriske sonde lanceret af Galileo var ikke i stand til at måle den relative mængde ilt i dybden, fordi vandkoncentrationen var ved at bygge op til et trykniveau på 22 bar, da den holdt op med at virke. Selvom den faktiske målte mængde ilt er meget lavere end solværdierne, gør den observerede stigning i vandkoncentrationen med dybden det ret sandsynligt, at dybdemængden af ​​ilt i Jupiters atmosfære faktisk overstiger solværdierne med omkring 3 gange, ligesom andre elementer[1].
3. ^   Forskellige forklaringer er blevet foreslået for denne overflod af kulstof, oxygen, nitrogen og andre grundstoffer. Oplægsholder: Jupiter i det sene vækststadium modtog et stort antal iskoldeplanetesimaler. Flygtige stoffer (i planetvidenskaben: stoffer med lavt kogepunkt, der normalt trænger ind i planetskorpen og/eller atmosfæren, f.eks.: nitrogen, vand, kuldioxid, ammoniak, brint, metan osv.) anses for at være samtinerte gasserblev opnået i formaf gashydrateri vandis[1].

Noter

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 , s. 2-5.
5. ↑ 12 Vasavada et al., 2005 , s. 1942.
6. ↑ 1 2 3 4 Vasavada et al, 2005 , s. 1974.
7. ↑ 1 2 3 Vasavada et al, 2005 , s. 1978-1980.
8. ↑ 1 2 3 4 Vasavada et al, 2005 , s. 1980-1982.
9. ↑ 1 2 3 4 Vasavada et al, 2005 , s. 1976.
10. ↑ 1 2 3 Vasavada et al, 2005 , s. 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 et al, 2004 , s. en.
14. ↑ 1 2 3 4 5 6 Miller et al, 2005 .
15. ↑ 1 2 3 Ingersoll et al, 2004 , pp. 5-7.
16. ↑ 1 2 3 Ingersoll et al, 2004 , s. 12.
17. ↑ 12 Yelle et al, 2004 , s. 15-16.
18. ↑ 12 Atreya et al., 1999 .
19. ↑ 12 West et al, 2004 , s. 9-10, 20-23.
20. ↑ 12 Vasavada et al., 2005 , s. 1937.
21. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Ingersoll et al., 2004 , s. otte.
22. ↑ 12 Yelle et al, 2004 , s. 1-12.
23. ↑ Yelle et al, 2004 , s. 22-27.
24. ↑ 12 Bhardwaj et al., 2000 , s. 299-302.
25. ↑ McDowell, Jonathan Jonathans rumrapport, nr. 267 . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (8. december 1995). Hentet 6. maj 2007. Arkiveret fra originalen 10. august 2011. (ubestemt)
26. ↑ 1 2 3 Encrenaz, 2003 .
27. ↑ Kunde et al., 2004 .
28. ↑ Verkhodanov O.V.; Parisky Yu.N. Radiogalakser og kosmologi . - M. : FIZMATLIT, 2009. - S. 293. - 304 s. — ISBN 978-5-9221-1135-5 .
29. ↑ NASAs Juno-mission giver infrarød rundvisning på Jupiters nordpol . (ubestemt)
30. ↑ 12 Rogers , 1995 , s. 81.
31. ↑ 12 Ingersoll et al, 2004 , s. 5.
32. ↑ Rogers, 1995 , s. 85, 91-94.
33. ↑ 1 2 3 4 Rogers, 1995 , s. 101-105.
34. ↑ Rogers, 1995 , s. 113-117.
35. ↑ Rogers, 1995 , s. 125-130.
36. ↑ 1 2 3 4 5 Vasavada et al, 2005 , pp. 1987-1989.
37. ↑ Rogers, 1995 , s. 133, 145-147.
38. ↑ Rogers, 1995 , s. 133.
39. ↑ Beebe, 1997 , s. 24.
40. ↑ Nancy Atkinson. Jupiter, det er i forandring . Universet i dag (2010). Dato for adgang: 24. december 2010. Arkiveret fra originalen 26. marts 2012. (ubestemt)
41. ↑ Rogers, 1995 , s. 159-160.
42. ↑ Rogers, 1995 , s. 219-221, 223, 228-229.
43. ↑ Rogers, 1995 , s. 235.
44. ↑ Rogers, 2003 .
45. ↑ Rogers et al., 2001 .
46. ↑ Ridpath, 1998 .
47. ↑ Vasavada et al., 2005 , s. 1942-1974.
48. ↑ 12 Vasavada et al., 2005 , s. 1943-1945.
49. ↑ 12 Heimpel et al, 2005 .
50. ↑ Ingersoll et al., 1969 .
51. ↑ 1 2 3 4 5 6 Vasavada et al., 2005 , s. 1947-1958.
52. ↑ Ingersoll et al., 2004 , s. 16-17.
53. ↑ Ingersoll et al., 2004 , s. 14-15.
54. ↑ 12 Vasavada et al., 2005 , s. 1949.
55. ↑ Vasavada et al., 2005 , s. 1945-1947.
56. ↑ Vasavada et al., 2005 , s. 1962-1966
57. ↑ Jupiter venter på Junos ankomst . Dato for adgang: 28. juni 2016. (ubestemt)
58. ↑ Vasavada et al., 2005 , s. 1966.
59. ↑ Busse, 1976 .
60. ↑ 1 2 3 Vasavada et al, 2005 , s. 1966-1972.
61. ↑ Vasavada et al., 2005 , s. 1970.
62. ↑ Lav, 1966 .
63. ↑ Pearl, 1990 , s. 12, 26.
64. ↑ Ingersoll et al., 2004 , s. 11, 17-18.
65. ↑ 12 Vasavada et al., 2005 , s. 1978.
66. ↑ 1 2 3 4 5 Vasavada et al, 2005 , s. 1977.
67. ↑ Vasavada et al., 2005 , s. 1975.
68. ↑ Vasavada et al., 2005 , s. 1979.
69. ↑ Harrington, JD; Væver, Donna; Villard, Ray Release 14-135 - NASAs Hubble viser, at Jupiters store røde plet er mindre end nogensinde målt . NASA (15. maj 2014). Hentet 16. maj (ubestemt)  2014
70. ↑ Personale. Jupiter Datablad - SPACE.com . Imaginova (2007). Hentet 3. juni 2008. Arkiveret fra originalen 26. marts 2012. (ubestemt)
71. ↑ Anonym. Solsystemet - Planeten Jupiter - Den store røde plet . Afd. Fysik og astronomi - University of Tennessee (10. august 2000). Hentet 3. juni 2008. Arkiveret fra originalen 26. marts 2012. (ubestemt)
72. ↑ Smith, 1979 , s. 954.
73. ↑ Irwin, 2003 , s. 171.
74. ↑ Beatty, 2002 .
75. ↑ Britt, Robert Roy Jupiters store røde plet krymper . Space.com (9. marts 2009). Hentet 4. februar 2009. Arkiveret fra originalen 26. marts 2012. (ubestemt)
76. ↑ Rogers, 1995 , s. 191.
77. ↑ Rogers, 1995 , s. 194-196.
78. ↑ Beebe, 1997 , s. 35.
79. ↑ Rogers, 1995 , s. 195.
80. ↑ Rogers, John Midlertidige rapporter om STB (Oval BA, der passerer GRS), STropB, GRS (intern rotation målt), EZ(S. Eq. Disturbance; dramatisk mørkfarvning; NEB-interaktioner), & NNTB . British Astronomical Association (30. juli 2006). Hentet 15. juni 2007. Arkiveret fra originalen 26. marts 2012. (ubestemt)
81. ↑ Fletcher et al, 2010 , s. 306.
82. ↑ Reese et al., 1966 .
83. ↑ Rogers, 1995 , s. 192-193.
84. ↑ Sten, 1974 .
85. ↑ Rogers, 1995 , s. 48, 193.
86. ↑ Rogers, 1995 , s. 193.
87. ↑ Fletcher et al., 2010 .
88. ↑ 1 2 Beebe, 1997 , s. 38-41.
89. ↑ Phillips, Tony . The Great Dark Spot , Videnskab ved NASA (12. marts 2003). Arkiveret fra originalen den 15. juni 2007. Hentet 20. juni 2007.
90. ↑ Hammel et al., 1995 .
91. ↑ 12 Sanchez- Lavega et al., 2001 .
92. ↑ Rogers, 1995 , s. 223.
93. ↑ 12 Go et al, 2006 .
94. ↑ Phillips, Tony. Jupiters nye røde plet . NASA (3. marts 2006). Hentet 16. oktober 2008. Arkiveret fra originalen 26. marts 2012. (ubestemt)
95. ↑ 1 2 Phillips, Tony Enorme storme konvergerer . Science@NASA (5. juni 2006). Hentet 8. januar 2007. Arkiveret fra originalen 26. marts 2012. (ubestemt)
96. ↑ Michaud, Peter . Tvillingerne fanger tæt på Jupiters røde pletter , Gemini Observatory (20. juli 2006). Hentet 15. juni 2007.
97. ↑ 1 2 Diffusion fik Jupiters røde plet junior til at farve op . ScienceDaily (26. september 2008). Hentet 16. oktober 2008. Arkiveret fra originalen 26. marts 2012. (ubestemt)
98. ↑ 1 2 Fountain, Henry On Jupiter, a Battle of the Red Pletter, With the Baby Losing . The New York Times (22. juli 2008). Hentet 18. juni 2010. Arkiveret fra originalen 26. marts 2012. (ubestemt)
99. ↑ Buckley, M. Stormvinde blæser i Jupiters lille røde plet . Johns Hopkins Applied Physics Laboratory (20. maj 2008). Hentet 16. oktober 2008. Arkiveret fra originalen 26. marts 2012. (ubestemt)
100. ↑ Steigerwald, Bill. Jupiters lille røde plet vokser sig stærkere . NASA Goddard Space Center (10. oktober 2006). Hentet 16. oktober 2008. Arkiveret fra originalen 26. marts 2012. (ubestemt)
101. ↑ 1 2 3 Rogers, John H. Sammenstødet mellem den lille røde plet og den store røde plet: Del 2 . British Astronomical Association (8. august 2008). Hentet 29. november 2008. Arkiveret fra originalen 26. marts 2012. (ubestemt)
102. ↑ Shiga, David Den tredje røde plet bryder ud på Jupiter . New Scientist (22. maj 2008). Hentet 23. maj 2008. Arkiveret fra originalen 26. marts 2012. (ubestemt)
103. ↑ 1 2 3 Sanchez-Lavega et al., 2008 , pp. 437-438.
104. ↑ 12 Vasavada et al., 2005 , s. 1983-1985.
105. ↑ Baines et al., 2007 , s. 226.
106. ↑ McKim, 1997 .
107. ↑ 12 Ingersoll et al, 2004 , s. 2.
108. ↑ Noll et al, 1995 , s. 1307.
109. ↑ Rogers, 1995 , s. 6.
110. ↑ Rogers, 2008 , s. 111-112.
111. ↑ 12 Rogers , 1995 , s. 188.
112. ↑ 12 Hockey , 1999 , s. 40-41.
113. ↑ Smith, 1979 , s. 951-972.
114. ↑ Rogers, 1995 , s. 224-225.
115. ↑ Rogers, 1995 , s. 226-227.
116. ↑ Rogers, 1995 , s. 5, 224.
117. ↑ Rogers, 1995 , s. 226.
118. ↑ Rogers, 1995 , s. 225.
119. ↑ Beebe, 1997 , s. 43.

Citerede kilder

• Atreya SK; Wong, MH; Owen, T.C. et al. En sammenligning af Jupiters og Saturns atmosfærer: dyb atmosfærisk sammensætning, skystruktur, lodret blandingsoprindelse  (engelsk)  // Planetary and Space Science . - Elsevier , 1999. - Vol. 47 , nr. 10-11 . - S. 1243-1262 . - doi : 10.1016/S0032-0633(99)00047-1 . - .
• Atreya SK; Mahaffy, P.R.; Niemann, HB et al. Sammensætning og oprindelse af Jupiters atmosfære - en opdatering og implikationer for de ekstrasolare kæmpeplaneter  // Planetary and Space Science  . - Elsevier , 2003. - Vol. 51 , nr. 2 . - S. 105-112 . - doi : 10.1016/S0032-0633(02)00144-7 . - .
• Sushil K.; Atreya og Ah-San Wong. Koblede skyer og kemi af de gigantiske planeter - en sag for multiprober  // Rumvidenskabelige anmeldelser  . — Springer . — Bd. 116 , nr. 1-2 . - S. 121-136 . - doi : 10.1007/s11214-005-1951-5 .
• Atreya SK; Wong, AS; Baines, KH et al. Jupiters ammoniakskyer - lokaliseret eller allestedsnærværende?  (engelsk)  // Planetary and Space Science . — Elsevier , 2005. — Vol. 53 , nr. 5 . - S. 498-507 . - doi : 10.1016/j.pss.2004.04.002 . - .
• Baines KH; Simon-Miller, A.A.; Orton, GS et al. Polar lyn og skyvariation i tiårsskala på Jupiter   // Videnskab . - 2007. - Bd. 318 , nr. 5848 . - S. 226-229 . - doi : 10.1126/science.1147912 . - . — PMID 17932285 .
• Beatty JK Jupiters Shrinking Red Plet  (engelsk)  // Sky and Telescope. - 2002. - Bd. 103 , nr. 4 . — S. 24 .
• Beebe R. Jupiter den gigantiske planet. — 2. — Washington: Smithsonian Books, 1997. — ISBN 1-56098-685-9 .
• Bhardwaj A.; Gladstone, GR Aurorale emissioner fra de gigantiske planeter  //  Anmeldelser af geofysik. - 2000. - Vol. 38 , nr. 3 . - S. 295-353 . - doi : 10.1029/1998RG000046 . - .
• Busse FH En simpel model af konvektion i den jovianske atmosfære   // Icarus . - Elsevier , 1976. - Vol. 29 , nr. 2 . - S. 255-260 . - doi : 10.1016/0019-1035(76)90053-1 . - .
• Therese Encrenaz. ISO-observationer af de gigantiske planeter og Titan: hvad har vi lært? (engelsk)  // Planetary and Space Science . - Elsevier , 2003. - Vol. 51 , udg. 2 . - S. 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. Termisk struktur og sammensætning af Jupiters store røde plet fra højopløsnings termisk billeddannelse  (engelsk)  // Icarus . — Elsevier , 2010. — Vol. 208 , nr. 1 . - s. 306-328 . - doi : 10.1016/j.icarus.2010.01.005 . - .
• Gå CY; de Pater, I.; Wong M. et al.  Udviklingen af ​​den ovale Ba i løbet af 2004-2005  // Bulletin of the American Astronomical Society. - American Astronomical Society , 2006. - Vol. 29 , nr. 38 . - S. 495 . - .
• Guillot T. En sammenligning af Jupiters og Saturns indre  (engelsk)  // Planetary and Space Science . - Elsevier , 1999. - Vol. 47 , nr. 10-11 . - S. 1183-1200 . - doi : 10.1016/S0032-0633(99)00043-4 . - . — arXiv : astro-ph/9907402 .
• Hammel HB; Lockwood, GW; Mills, JR; Barnet, CD Hubble Space Telescope Imaging af Neptuns skystruktur i  1994  // Videnskab . - 1995. - Bd. 268 , nr. 5218 . - S. 1740-1742 . - doi : 10.1126/science.268.5218.1740 . - . — PMID 17834994 .
• Heimpel M.; Aurnou, J.; Wicht, J. Simulering af ækvatorial- og højbreddestråler på Jupiter i en dyb  konvektionsmodel  // Nature . - 2005. - Bd. 438 , nr. 7065 . - S. 193-196 . - doi : 10.1038/nature04208 . — . — PMID 16281029 .
• Hockey T. Galileos Planet: Observation af Jupiter før fotografering. - Bristol, Philadelphia: Institute of Physics Publishing, 1999. - ISBN 0-7503-0448-0 .
• IngersollAP; Dowling, T.E.; Gierasch, PJ et al. Dynamik i Jupiters atmosfære  //  Jupiter: Planeten, satellitter og magnetosfæren / Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, WB. - Cambridge: Cambridge University Press , 2004. - ISBN 0-521-81808-7 .
• IngersollAP; Cuzzi, JN Dynamics of Jupiters cloud bands  //  Journal of the Atmospheric Sciences. - 1969. - Bd. 26 , nr. 5 . - S. 981-985 . - doi : 10.1175/1520-0469(1969)026<0981:DOJCB>2.0.CO;2 . - .
• Irwin P. Kæmpeplaneter i vores solsystem. Atmosfærer, sammensætning og struktur. - Springer og Praxis, 2003. - ISBN 978-3-540-00681-7 .
• Kunde VG; Flasar, FM; Jennings, D.E. et al. Jupiters atmosfæriske sammensætning fra Cassini Thermal Infrared Spectroscopy Experiment  (engelsk)  // Videnskab . - 2004. - Bd. 305 , nr. 5690 . - S. 1582-1586 . - doi : 10.1126/science.1100240 . - . — PMID 15319491 .
• Lav FJ -observationer af Venus, Jupiter og Saturn ved λ20 μ  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1966. - Vol. 71 . — S. 391 . - doi : 10.1086/110110 . - .
• McKim RJ PB Molesworths opdagelse af den store sydtropiske forstyrrelse på Jupiter, 1901  //  Journal of the British Astronomical Association. — British Astronomical Association, 1997. - Vol. 107 , nr. 5 . - S. 239-245 . - .
• Miller S.; Aylword, A.; Milliword, G. Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: Vigtigheden af ​​ion-neutral kobling  // Rumvidenskabelige anmeldelser  . - Springer , 2005. - Vol. 116 , nr. 1-2 . - s. 319-343 . - doi : 10.1007/s11214-005-1960-4 . - .
• Noll KS; McGrath, MA; Væver, H. A.; Yelle, R.V.; Trafton, L.M.; Atreya, S.K.; Caldwell, JJ; Barnet, C.; Edgington, S. HST Spektroskopiske observationer af Jupiter efter indvirkningen af ​​kometen Shoemaker-Levy 9   // Videnskab . - 1995. - Bd. 267 , nr. 5202 . - S. 1307-1313 . - doi : 10.1126/science.7871428 . - . — PMID 7871428 .
• JC Pearl, BJ Conrath, RA Hanel, JA Pirraglia og A. Coustenis. Uranus albedo, effektive temperatur og energibalance, som bestemt ud fra Voyager IRIS  -data  // Icarus . - Elsevier , 1990. - Vol. 84 , udg. 1 . - S. 12-28 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90155-3 .
• Reese EJ; Solberg, HG Nylige mål for bredde- og længdegraden af ​​Jupiters røde plet  (engelsk)  // Icarus . - Elsevier , 1966. - Vol. 5 , nr. 1-6 . - S. 266-273 . - doi : 10.1016/0019-1035(66)90036-4 . - .
• Ridpath I. Nortons stjerneatlas og referencehåndbog. — 19. - Harlow: Addison Wesley Longman , 1998. - S. 107. - ISBN 0-582-35655-5 .
• Rogers JH Kæmpeplaneten Jupiter. - Cambridge: Cambridge University Press , 1995. - ISBN 0-521-41008-8 .
• Rogers JH; Metig, HJ Jupiter i 1998/99  //  Journal of the British Astronomical Association. — British Astronomical Association, 2001. - Vol. 111 , nr. 6 . - s. 321-332 . - .
• Rogers JH Jupiter i 1999/2000. II: Infrarøde bølgelængder  (engelsk)  // Journal of the British Astronomical Association. — British Astronomical Association, 2003. - Vol. 113 , nr. 3 . - S. 136-140 . - .
• Rogers JH Den accelererende cirkulation af Jupiters store røde plet  //  Journal of the British Astronomical Association. — British Astronomical Association, 2008. - Vol. 118 , nr. 1 . - S. 14-20 . - .
• Sanchez-Lavega A.; Orton, G.S.; Morales R. et al. Sammensmeltningen af ​​to gigantiske anticykloner i  Jupiters atmosfære  // Icarus . - Elsevier , 2001. - Vol. 149 , nr. 2 . - S. 491-495 . - doi : 10.1006/icar.2000.6548 . - .
• Sanchez-Lavega A.; Orton, G.S.; Hueso, S. et al. Dybden af ​​det stærke jovianske jetfly fra en planetarisk skalaforstyrrelse drevet af  storme  // Nature . - 2008. - Bd. 451 , nr. 7177 . - S. 437-440 . - doi : 10.1038/nature06533 . — . — PMID 18216848 .
• Seiff A.; Kirk, D.B.; Knight, TCD et al. Termisk struktur af Jupiters atmosfære nær kanten af ​​et 5-μm hot spot i det nordlige ækvatorialbælte  //  Journal of Geophysical Research. - 1998. - Bd. 103 , nr. E10 . - P. 22857-22889 . - doi : 10.1029/98JE01766 . - .
• Smith B.A.; Söderblom, L.A.; Johnson, TV et al. Jupiter-systemet gennem øjnene af Voyager  1  // Videnskab . - 1979. - Bd. 204 , nr. 4396 . - P. 951-957, 960-972 . - doi : 10.1126/science.204.4396.951 . - . — PMID 17800430 .
• Sten PH om Jupiters rotationshastighed  //  Journal of Atmospheric Sciences. - 1974. - Bd. 31 , nr. 5 . - S. 1471-1472 . - doi : 10.1175/1520-0469(1974)031<1471:OJROR>2.0.CO;2 . - .
• Vasavada AR; Showman, A. Jovian atmosfærisk dynamik: En opdatering efter Galileo og Cassini  //  Reports on Progress in Physics. - 2005. - Bd. 68 , nr. 8 . - S. 1935-1996 . - doi : 10.1088/0034-4885/68/8/R06 . - .
• West RA; Baines, KH; Friedson, AJ et al. Kæmpeplaneten Jupiter // Jupiter: Planeten, satellitter og magnetosfæren / Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, WB. — Cambridge: Cambridge University Press , 2004.
• Yelle RV; Miller, S. Jupiters termosfære og ionosfære  //  Jupiter: Planeten, satellitter og magnetosfæren / Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, WB. — Cambridge: Cambridge University Press , 2004.

Litteratur

• Det nye solsystem / Beatty, Kelly J.; Peterson, Carolyn Collins; Chaikin, Andrew, red. — 4. - Massachusetts: Sky Publishing Corporation, 1999. - ISBN 0-933346-86-7 .
• Peek Bertrand M. Planeten Jupiter: Observatørens håndbog . — Revideret. - London: Faber and Faber Limited, 1981. - ISBN 0-571-18026-4 .
• Yang, Sarah . Forsker forudser globale klimaændringer på Jupiter, efterhånden som kæmpeplanetens pletter forsvinder , UC Berkeley News (21. april 2004). Hentet 14. juni 2007.
• Youssef, Ashraf; Marcus, Philip S. Dynamikken i jovianske hvide ovaler fra dannelse til fusion   // Icarus . - Elsevier , 2003. - Vol. 162 , nr. 1 . - S. 74-93 . - doi : 10.1016/S0019-1035(02)00060-X . - .
• Williams, Gareth P. Jupiters atmosfæriske  cirkulation  // Nature . - 1975. - Bd. 257 , nr. 5529 . — S. 778 . - doi : 10.1038/257778a0 . — .
• Williams, Gareth P. Planetariske cirkulationer: 1. Barotropisk repræsentation af joviansk og terrestrisk turbulens  //  Journal of Atmospheric Sciences. - 1978. - Bd. 35 , nr. 8 . - S. 1399-1426 . - doi : 10.1175/1520-0469(1978)035<1399:PCBROJ>2.0.CO;2 . - .
• Williams, Gareth P. Jovian og relativ atmosfærisk modellering  //  Advances in Geophysics. - 1985. - Bd. 28A . - s. 381-429 . - .
• Williams, Gareth P. Planethvirvler og Jupiters lodrette struktur  //  Journal of Geophysical Research. - 1997. - Bd. 102 , nr. E4 . - P. 9303-9308 . - doi : 10.1029/97JE00520 . - .
• Williams, Gareth P. Jovian Dynamics. Del I: Vortex stabilitet, struktur og tilblivelse  (engelsk)  // Journal of the Atmospheric Sciences. - 1996. - Bd. 53 , nr. 18 . - P. 2685-2734 . - doi : 10.1175/1520-0469(1996)053<2685:JDPVSS>2.0.CO;2 . - .
• Williams, Gareth P. Jovian Dynamics. Del II: Opkomsten og ækvilibreringen af ​​hvirvelsæt  (engelsk)  // Journal of the Atmospheric Sciences. - 2002. - Bd. 59 , nr. 8 . - S. 1356-1370 . - doi : 10.1175/1520-0469(2002)059<1356:JDPITG>2.0.CO;2 . - .
• Williams, Gareth P. Jovian Dynamics, Del III: Flere, migrerende og ækvatoriale jetfly  //  Journal of the Atmospheric Sciences. - 2003. - Bd. 60 , nr. 10 . - S. 1270-1296 . - doi : 10.1175/1520-0469(2003)60<1270:JDPIMM>2.0.CO;2 . - .
• Williams, Gareth P. Super Circulations  //  Bulletin fra American Meteorological Society. - 2003. - Bd. 84 , nr. 9 . — S. 1190 .
• Williams, Gareth P. Barotrop ustabilitet og ækvatorial superrotation  //  Journal of the Atmospheric Sciences. - 2003. - Bd. 60 , nr. 17 . - S. 2136-2152 . - doi : 10.1175/1520-0469(2003)060<2136:BIAES>2.0.CO;2 . - .
• Williams, Gareth P. Jetsæt  (engelsk)  // Journal of the Meteorological Society of Japan. - 2003. - Bd. 81 , nr. 3 . - S. 439-476 . doi : 10.2151 /jmsj.81.439 .
• Williams, Gareth P. Ækvatorial superrotation og barotrop ustabilitet: statiske stabilitetsvarianter  //  Journal of the Atmospheric Sciences. - 2006. - Bd. 63 , nr. 5 . - S. 1548-1557 . - doi : 10.1175/JAS3711.1 . - .

I bibliografiske kataloger	J9U : 987007538525005171 LCCN : sh85071064