Атмосфера Юпитера: различия между версиями
| [отпатрулированная версия] | [непроверенная версия] |
Содержимое удалено Содержимое добавлено
Luterr (обсуждение | вклад) →История наблюдений: вести записи телескопом нельзя, фиксировать можно |
Jarozwj (обсуждение | вклад) |
||
Строка 140:
Первая глубинная модель была предложена Бузи (Busse) в 1976 году{{sfn|Vasavada et al|2005|p=1966}}{{sfn|Busse|1976}}. Она основана на известной в [[Гидродинамика|гидродинамике]] {{не переведено 5|Теорема Тейлора-Прудмана|теореме Тейлора-Прудмана|en|Taylor–Proudman theorem}}, которая заключается в следующем: в любой быстро вращающейся [[Баротропность|баротропной]] [[Идеальная жидкость|идеальной жидкости]] потоки организуются в ряд цилиндров, параллельных оси вращения. Условия теоремы, вероятно, соблюдаются в условиях недр Юпитера. Поэтому водородная мантия Юпитера вполне может быть разделена на множество цилиндров, в каждом из которых циркуляция независима{{sfn|Vasavada et al|2005|pp=1966—1972}}. На тех широтах, где внешние и внутренние границы цилиндров пересекаются с видимой поверхностью планеты, образуются потоки, а сами цилиндры видны как зоны и пояса.
[[Файл:Thermal emission of Jupiter.jpg|thumb|right|Тепловое изображение Юпитера, полученное [[Телескоп IRTF|IRTF]]]]
Глубинная модель легко объясняет струю, направленную по вращению планеты, на экваторе Юпитера. Струи устойчивы и не подчиняются двумерному критерию устойчивости{{sfn|Vasavada et al|2005|pp=1966—1972}}. Однако у модели есть сложности: она предсказывает очень небольшое количество широких струй. Реалистичное трёхмерное моделирование пока невозможно, а упрощённые модели, используемые для того, чтобы подтвердить глубинную циркуляцию, могут упускать важные аспекты гидродинамики Юпитера{{sfn|Vasavada et al|2005|pp=1966—1972}}. Одна из моделей, опубликованных в 2004 году, довольно правдоподобно воспроизвела струйно-полосную структуру атмосферы Юпитера{{sfn|Heimpel et al|2005}}. Согласно этой модели, внешняя водородная мантия является более тонкой, чем в прочих моделях, и имела толщину всего в 10 % от радиуса планеты, тогда как в стандартных моделях Юпитера она занимает 20—30 %{{sfn|Vasavada et al|2005|p=1970}}. Другая проблема — процессы, которые могут управлять глубинной циркуляцией. Возможно, глубинные потоки могут быть вызваны приповерхностными силами (например, влажной конвекцией) или глубинной конвекцией всей планеты, которая выносит тепло из недр Юпитера{{sfn|Vasavada et al|2005|pp=1947—1958}}
=== Внутреннее тепло ===
| |||