Атмосфера Юпитера: различия между версиями

[непроверенная версия][отпатрулированная версия]
Содержимое удалено Содержимое добавлено
м исправление мелких ошибок
Строка 74:
| [[Дейтерий|D]]/[[Протий|H]] || 3.0 ± 0.17{{Esp|−5}} || 2.25 ± 0.35{{Esp|−5}}
|}</div>
Состав атмосферы Юпитера подобен составу всей планеты в целом{{sfn|Atreya et al|2003}}. Атмосфера Юпитера изучена наиболее полно относительно прочих атмосфер газовых гигантов, так как непосредственно была зондирована спускаемым космическим аппаратом [[Галилео (КА)|Галилео]], который был запущен в атмосферу Юпитера [[7 декабря]] [[1995 год]]а<ref>{{cite web|url=http://www.planet4589.org/space/jsr/back/news.267|title=Jonathan's Space Report, No. 267|first=Jonathan|last=McDowell|publisher=[[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]]|date=1995-12-08|accessdate=2007-05-06|archiveurl=http://www.webcitation.org/60qCksDp1|archivedate=2011-08-10}}</ref>. Прочими источниками информации о составе Юпитерианской атмосферы служат наблюдения ''[[Инфракрасная космическая обсерватория|Инфракрасной космической обсерватории]]'' (ISO){{sfn|Encrenaz|2003}}, межпланетных зондов [[Галилео (КА)|Галилео]] и [[Кассини (КА)|Кассини]]{{sfn|Kunde et al|2004}}, а также данные наземных наблюдений{{sfn|Atreya et al|2003}}</ref>.
 
Два основных компонента атмосферы Юпитера — молекулярный водород и гелий{{sfn|Atreya et al|2003}}. Относительное количество гелия {{nowrap|0.157 ± 0.0036}} по отношению к молекулярному водороду по числу молекул и его массовая доля, {{nowrap|0.234 ± 0.005}}, ненамного ниже {{нп5|Первичные нуклиды|первичного|en|Primordial nuclide}}<ref>{{книга
Строка 95:
Видимая поверхность Юпитера делится на множество полос, параллельных экватору. Есть два типа полос: относительно светлые '''зоны''' и затемнённые '''пояса'''{{sfn|Ingersoll et al|2004|pp=2—5}}. Широкая экваториальная зона (EZ) простирается примерно между широтами 7°S и 7°N. Выше и ниже EZ — Северные и Южные экваториальные пояса (NEB и SEB), простирающиеся до 18°N и 18°S соответственно. Дальше от экватора лежат Северные и Южные тропические зоны (NtrZ и STrZ){{sfn|Ingersoll et al|2004|pp=2—5}}. Такое неизменное чередование поясов и зон продолжается до 50°S и N, где их видимые проявления становятся несколько менее заметными{{sfn|Rogers|1995|p=81}}. Пояса вероятно продолжаются примерно до 80° на север или юг по направлению к полюсам{{sfn|Ingersoll et al|2004|pp=2—5}}.
 
Разница в окрасе между зонами и поясами заключается в различиях между непрозрачностью облаков. Концентрация аммиака в зонах выше, что приводит к появлению более плотных облаков из аммиачного льда на бо́льших высотах, а это, в свою очередь, делает зоны светлее{{sfn|Ingersoll et al|2004|pp=5—7}}. С другой стороны, облака поясов являются более тонкими и расположены на меньших высотах{{sfn|Ingersoll et al|2004|pp=5—7}}</ref>. Верхняя тропосфера более холодная в зонах и более тёплая в поясах{{sfn|Ingersoll et al|2004|pp=2—5}}. Точная природа веществ, которые делают зоны и пояса Юпитера такими «красочными», неизвестна, но они могут включать сложные соединения серы, фосфора и углерода{{sfn|Ingersoll et al|2004|pp=2—5}}.
 
Юпитерианские пояса граничат с зональными атмосферными потоками (ветрами), которые называют «струями». Струи, движущиеся в западном направлении (ретроградное движение), обычно наблюдаются при переходе из зон в пояса (дальше от экватора), тогда как движущиеся в восточном направлении (нормальное движение) — при переходе из поясов в зоны{{sfn|Ingersoll et al|2004|pp=2—5}}. Модели атмосферы Юпитера предполагают, что зональные ветра уменьшают свою скорость в поясах и увеличивают в зонах от экватора до полюсов. Поэтому [[градиент ветра]] в поясах циклонический, а в зонах антициклонический{{sfn|Vasavada et al|2005|p=1937}}. Экваториальная зона — исключение из правила, в ней наблюдается сильное движение струй на восток, а локальный минимум скорости ветра находится точно на экваторе. Скорость струй на Юпитере очень высокая, местами она достигает 100 м/с{{sfn|Ingersoll et al|2004|pp=2—5}}. Такая скорость соответствует облакам из [[аммиак]]а, расположенным в диапазоне давления 0,7—1 бар. Струи, обращающиеся в том же направлении, в каком вращается Юпитер, более сильны, чем те, которые обращаются против (ретроградные){{sfn|Ingersoll et al|2004|pp=2—5}}. Вертикальные размеры струй неизвестны. Зональные ветры затухают на высоте равной 2—3 шкалам высот{{Ref_label|A|a|none}} над облаками. В то же время скорость ветра ниже уровня облаков возрастает лишь немного и остается постоянной вплоть до уровня давления в 22 бара — максимальной достигнутой спускаемым аппаратом «Галилео» глубины{{sfn|Ingersoll et al|2004|p=12}}.
Строка 131:
 
=== Приповерхностные модели ===
Первые попытки объяснить динамику атмосферы Юпитера относятся к 1960-м годам{{sfn|Vasavada et al|2005|pp=1943—1945}}{{sfn|Ingersoll et al|1969}}. Частично они основывались на земной [[Метеорология|метеорологии]], хорошо разработанной к тому времени. Предполагалось, что атмосферные потоки на Юпитере возникают из-за <!-- small scale Пока непонятно какой именно масштаб имеется ввиду --> турбулентности, которую в свою очередь поддерживает влажная конвекция во внешнем слое атмосферы (выше облаков){{sfn|Vasavada et al|2005|pp=1947—1958}}{{sfn|Ingersoll et al|2004|pp=16—17}}. Влажная конвекция — явление, связанное с конденсацией и испарением воды, это одно из основных явлений, влияющих на формирование земной погоды{{sfn|Ingersoll et al|2004|pp=14—15}}. Появление потоков в этой модели связано с широко известным свойством двумерной турбулентности — так называемым обратным каскадом, при котором малые турбулентные структуры (вихри) сливаются и образуют более крупные вихри{{sfn|Vasavada et al|2005|pp=1947—1958}}. Из-за конечного размера планеты такие структуры не могут вырасти больше некоторого характерного масштаба, для Юпитера он называется масштабом Райнса (Rhines scale). Это связано с влиянием [[Волны Россби|волн Россби]]. Механизм таков: когда крупнейшая турбулентная структура достигает определенного размера, энергия начинает перетекать в [[волны Россби]], а не в структуру большего размера, обратный каскад останавливается{{sfn|Vasavada et al|2005|p=1949}}. На сферической быстро вращающейся планете [[Закон дисперсии|дисперсионное соотношение]] для волн Россби [[Анизотропия|анизотропно]], поэтому масштаб Райнса в направлении [[Параллель|параллелелей]] больше, чем в направлении [[меридиан]]{{sfn|Vasavada et al|2005|p=1949}}. В результате образуются крупномасштабные структуры, растянутые параллельно экватору. Их меридиональная протяженность кажется такой же, как и фактическая ширина потоков{{sfn|Vasavada et al|2005|pp=1947—1958}}>. Таким образом, в приповерхностных моделях вихри передают энергию потокам и поэтому должны исчезать.
 
Хотя эти модели успешно объясняют существование десятков узких потоков, в них есть и серьёзные недостатки{{sfn|Vasavada et al|2005|pp=1947—1958}}. Самый заметный из них: за редким исключением должен появляться сильный экваториальный поток в направлении против вращения планеты, а наблюдается поток по вращению. Кроме того, потоки имеют склонность быть нестабильными и могут время от времени пропадать{{sfn|Vasavada et al|2005|pp=1947—1958}}. Приповерхностные модели не объясняют как наблюдаемые течения в атмосфере Юпитера нарушают критерий устойчивости{{sfn|Vasavada et al|2005|pp=1945—1947}}. Более проработанные многослойные варианты таких моделей дают более стабильную картину циркуляции, но многие проблемы всё равно остаются{{sfn|Vasavada et al|2005|pp=1962—1966}}.
Строка 186:
Согласно наблюдениям учёных из [[Калифорнийский университет в Беркли|Калифорнийского университета в Беркли]], между 1996 и 2006 годами пятно потеряло 15 % своего диаметра по продольной оси. Ксилар Эсэй-Дэвис, состоявший в команде, которая проводила изучение, отмечал, что пятно не исчезает, основываясь на измерениях скорости, так как «скорость — это более подходящий критерий для наблюдения, поскольку на облака, участвующие в образовании Красного пятна, также значительно влияют некоторые другие явления окружающей атмосферы»<ref>{{cite web|last=Britt|first=Robert Roy|title=Jupiter's Great Red Spot Is Shrinking|publisher=Space.com|date=2009-03-09|url=http://www.space.com/scienceastronomy/090309-mm-jupiter-great-red-spot.html|accessdate=2009-02-04|archiveurl=http://www.webcitation.org/66RkUjYPK|archivedate=2012-03-26}}</ref>.
 
[[Инфракрасное излучение|Инфракрасные]] наблюдения и данные собранные в ходе них, уже давно указывают на то, что БКП холоднее (а значит, выше) множества прочих облаков в атмосфере;{{sfn|Rogers|1995|p=191}}. Уровень облаков БКП примерно на 8 км выше облаков окружающих. Кроме того, тщательные наблюдения за деталями юпитерианской атмосферы ещё в 1966 году позволили установить, что пятно обращается против часовой стрелки. Это было подтверждено первыми покадровыми съёмками, сделанными с борта ''Вояджеров'' при пролёте около Юпитера{{sfn|Rogers|1995|pp=194—196}}. Пятно ограничено умеренной восточно-направленной струёй с юга и очень мощной западно-направленной струёй с севера{{sfn|Beebe|1997|p=35}}. Хотя ветры у окраин пятна дуют со скоростью 120 м/с (432 км/ч), потоки в этом районе кажутся застойными, с небольшим притоком или оттоком{{sfn|Rogers|1995|p=195}}. Период вращения пятна уменьшился со временем; возможно, это как-то связано с его устойчивым сокращением в размерах<ref>{{cite web|last=Rogers|first=John|date=July 30, 2006|url=http://www.britastro.org/jupiter/2006report09.htm|title=Interim reports on STB (Oval BA passing GRS), STropB, GRS (internal rotation measured), EZ(S. Eq. Disturbance; dramatic darkening; NEB interactions), & NNTB|publisher=British Astronomical Association|accessdate=2007-06-15|archiveurl=http://www.webcitation.org/66RkVodQv|archivedate=2012-03-26}}</ref>. В 2010 году астрономы провели наблюдения БКП в дальнем инфракрасном спектре (от 8,5 до 24 μm) с недостижимым прежде уровнем разрешающей способности, и обнаружили, что его центральная, самая красная часть является более тёплой, чем остальная среда его окружающая, на величину 3—4 градуса. Такие относительно тёплые воздушные массы располагаются на уровне давления в примерно 200—500 миллибар, в верхней тропосфере. Это тёплое центральное пятно медленно противовращается, и, скорее всего, является следствием понижения воздушных масс БКП ближе к центру{{sfn|Fletcher et al|2010}}, |p.=306</ref>}}.
 
[[Файл:Jupiter, Earth size comparison.jpg|thumb|left|Сравнение размеров [[Большое красное пятно|БКП]] и Земли]]