Atmosféra Jupiteru

Jupiterova atmosféra
Ilustrační obrázek článku Atmosféra Jupitera
Velká rudá skvrna zajat Voyager 1 .
Obecné informace
Tloušťka 5 000 km
Atmosférický tlak 20 až 200 × 10 3 Pa
Objemové složení
Dihydrogen ~ 86%
Hélium ~ 13%
Metan 0,1%
Vodní pára 0,1%
Amoniak 0,02%
Etan 0,0002%
Hydrid fosforitý 0,0001%
Sirovodík <0,0001

%

Atmosféra Jupiteru je největší z atmosfér planet ze sluneční soustavy . Skládá se hlavně z vodíku a helia  ; další chemikálie jsou přítomny pouze v malém množství, včetně metanu , amoniaku , sirovodíku a vody . Tato poslední složka nebyla přímo pozorována, ale byla by nalezena v hlubinách atmosféry. V jupitské atmosféře je asi třikrát více kyslíku , dusíku , síry a ušlechtilých plynů než na slunci.

Atmosféra Jupiteru je charakterizována absencí přesné dolní meze a postupně se mísí s vnitřními tekutinami planety. Zdola nahoru jsou atmosférické vrstvy troposféra , stratosféra , termosféra a exosféra . Každá vrstva má charakteristický teplotní gradient. Nejnižší, troposféra, má složitý systém mraků a mlhy, který zahrnuje vrstvy amoniaku, hydrogensulfidu amonného a vody. Mraky s vysokým obsahem amoniaku viditelné na „povrchu“ Jupiteru jsou uspořádány v tuctu pásů rovnoběžných s rovníkem a jsou ohraničeny vzdušnými proudy (větry) známými jako proudové paprsky . Proudy nemají stejnou barvu: tmavé proudy se nazývají „pásma“ , zatímco světlé proudy se nazývají „zóny“ . Tyto oblasti, které jsou chladnější než pásy, odpovídají stoupajícímu vzduchu, zatímco pásy klesají. Světlá barva oblastí by byla způsobena amoniakovým ledem; nicméně to, co dává pásům jejich tmavé barvy, není známo. Počátky této struktury pásma a proudu nejsou příliš známé, i když existují dva typy vzorů. Tyto modely mělké (francouzsky „mělké modely“ ), za to, že se jedná o povrchový jev, který se vztahuje na stabilní interiéru. V hlubokých modelech (ve francouzských „hlubokých modelech“ ) jsou pásy a proudy povrchovými projevy vnitřní cirkulace Jupiterova pláště vyrobeného z dihydrogenu.

Atmosféra Jovian představuje širokou škálu aktivních jevů, včetně nestability jejích pásem, vírů ( cyklónů a anticyklonů ), bouřek a blesků. Víry se objevují jako velké červené, bílé nebo hnědé skvrny. Dva největší jsou Great Red Spot a Oval BA , který je také červený. Tyto dva víry, spolu s ostatními, jsou vysoké. Menší výšky bývají bílé. Tyto víry se zdají být relativně mělkými strukturami s hloubkou nepřesahující 100 kilometrů. Velká červená skvrna, která se nachází na jižní polokouli, je největším známým vírem sluneční soustavy. Je třikrát větší než Země a existuje kolem nejméně tří set let. Oválná BA, jižně od Velké rudé skvrny, je vysokotlaký systém o třetině větší než Velká rudá skvrna, která vznikla v roce 2000, kdy se spojily tři malé výšky.

Jupiter zná silné bouře, vždy doprovázené blesky. Bouře jsou výsledkem konvekce v atmosféře spojené s odpařováním a kondenzací vody. Jsou místem silných pohybů vzduchu nahoru, které vedou ke vzniku jasných a hustých mraků.

Struktura

Ve vědecké literatuře je úroveň, kde je tlak 1 bar, považována za nulovou nadmořskou výšku Jupitera - tedy „povrch“ Jupitera.

Atmosféra Jupiteru je rozdělena do čtyř vrstev, které se zvyšují nadmořskou výškou:

Na rozdíl od zemské atmosféry nemá Jupiter mezosféru . Jupiter také nemá pevný povrch a nejnižší atmosférická vrstva, troposféra, se jemně mísí s vnitřní tekutinou planety. Je to proto, že teplota a tlak jsou výrazně nad kritickými body vodíku a helia, což znamená, že mezi plynnými a kapalnými skupinami neexistuje žádná výrazná hranice.

Vzhledem k tomu, že spodní hranici atmosféry nelze definovat , je za základ troposféry běžně považována tlaková hladina 10 barů v nadmořské výšce −90  km s teplotou 340 K.

Nadmořská výška Tlak Teplota Komentář
-90  km 10  barů 340  K. Konvenční základ troposféry
3,0 až 7,0  bar Pravděpodobné vodní ledové mraky
1,5 až 3,0  baru Pravděpodobně ledové mraky hydrogensulfidu amonného nebo sulfidu amonného
0,7 až 1,0  bar Viditelné mraky ledu amoniaku
0  km 1  bar Jupiterova konvenční nulová výška
50  km 0,1  baru 110  K. Přibližná nadmořská výška tropopauzy

Vertikální teplotní variace v joviánské atmosféře se řídí stejným chováním jako pozemská atmosféra (podrobnosti viz vrstva po vrstvě níže).

Troposféra

Troposphere Jupiter má složitou strukturu oblak. Viditelné mraky, které se nacházejí v oblasti, kde je tlakový rozdíl 0,7 až 1,0 bar, jsou vyrobeny z amoniakového ledu . Pod těmito ledovými mraky amoniaku pravděpodobně existují mraky složené z hydrosulfidu amonného nebo sulfidu amonného (mezi 1,5–3 bar) a vody (3–7 bar). Neexistují žádné metanové mraky, protože teplota je příliš vysoká na to, aby kondenzovala. Mraky vodní páry tvoří nejhustší vrstvu mraků a mají významný vliv na dynamiku, která řídí atmosféru. Je to důsledek energie kondenzace vody a jejího množství ve srovnání s amoniakem a sirovodíkem (kyslík je hojnější než dusík a síra). Několik troposférických (při 0,2 baru) a stratosférických (při 10 mbar) mlhavých vrstvách se nachází pod hlavními vrstvami mraků. Ten je složen z vysoce kondenzovaného polycyklického aromatického uhlovodíku nebo hydrazinu , který se vytváří v horní stratosféře (1–100 μbar) z metanu pod vlivem slunečního ultrafialového (UV) záření.

Teplota troposféry klesá s nadmořskou výškou až do tropopauzy , což je hranice mezi troposférou a stratosférou. Na Jupiteru je tropopauza přibližně 50  km nad viditelnými mraky, kde tlak a teplota jsou 0,1 bar a 110 K.

Stratosféra

Ve stratosféře je relativní množství metanu ve vztahu k vodíku 10 −4 , zatímco množství jiných lehkých uhlovodíků, jako je ethan a acetylen, ve vztahu k vodíku je 10 −6 .

Ve stratosféře teplota stoupá na 200 K při přechodu s termosférou, v nadmořské výšce a tlaku asi 320  km a 1 μbar.

Termosféra

Termosféra Jupiteru při tlaku nižším než 1 ubar a představuje jevy světlo noční oblohy , na aurora a emisní rentgenu . Uvnitř jsou vrstvy, kde se zvyšuje hustota elektronů a iontů a tvoří ionosféru . Vysoké teploty termosféry (800–1 000 K) dosud nebyly vysvětleny; existující modely nepředpovídaly, že budou vyšší než 400 K. To může být způsobeno vysokou úrovní absorpce slunečního záření (UV nebo rentgenové záření), zahřátím nabitých částic jupianské magnetosféry nebo rozptýlením vln slunko. gravitace nahoru. Termosféra a exosféra, na pólech a na nejnižších úrovních, vyzařují rentgenové paprsky, které byly poprvé pozorovány Einsteinovou observatoří v roce 1983. Energetické částice pocházející z Jupiterovy magnetosféry vytvářejí jasné polární záře, které obklopují póly. Na rozdíl od pozemských analogů, které se objevují pouze během magnetických bouří , jsou Jovian Aurora trvalou součástí atmosféry planety. Jupiterova termosféra byla prvním místem mimo Zemi, kde byly objeveny trihydrogenové kationty (H 3 + ). Tento iont produkuje silné emise uprostřed infračervené části světelného spektra ve vlnových délkách mezi 3 a 5 μm a je hlavním prvkem, který snižuje teplotu termosféry.

V termosféře teplota stoupá s nadmořskou výškou dosahující až 1000 K na téměř 1000  km (tlak je 1 nbar).

Exosféra

Stejně jako u Země nemá horní vrstva atmosféry, exosféra , přesně stanovenou horní hranici. Hustota pomalu klesá na meziplanetární médium přibližně 5 000 km nad „povrchem“ .

Složení

Makeup atmosféry Jupitera je podobný makeupu planety jako celku. Jovianská atmosféra je nejznámější z plynových obrů , protože ji přímo pozorovala atmosférická sonda Galileo, když vstoupila do atmosféry planety 7. prosince 1995. Dalšími zdroji informací o složení atmosféry Jupiteru jsou Infračervená vesmírná observatoř ( ISO), oběžné dráhy Galileo a Cassini a pozorování ze Země.

Dvě hlavní složky Jovské atmosféry jsou dihydrogen (H 2) a hélium . Množství helia je 0,157 ± 0,0036 vzhledem k vodíku na počet molekul a jeho hmotnostní procento je 0,234 ± 0,005 , což je o něco nižší než prvotní hodnota sluneční soustavy. Důvod této nedostatečné hojnosti není pochopen, ale jelikož je hélium hustší než vodík, mohlo v srdci Jupitera kondenzovat. Atmosféra obsahuje několik jednoduchých komponentů, jako jsou vodní , methanu (CH 4 ), sirovodík (H 2 S), amoniak (NH 3 ) a fosfinu (PH 3 ). Jejich hojnost v hluboké troposféře (pod zónou 10 barů) naznačuje, že atmosféra Jupiteru je obohacena o prvky jako uhlík , dusík , síra a pravděpodobně kyslík faktorem 2–4 srovnatelným se sluneční hodnotou. Tyto vzácné plyny , jako je argon , je krypton a xenon se zdají být relativně bohatý, zatímco neon je vzácnější. Mezi jinými chemickými složkami, jako arsen trihydride (jasan 3 ) a Germane (GEH 4 ) jsou přítomny pouze ve stopových množstvích. Horní atmosféra Jupitera obsahuje malá množství uhlovodíků, jako je ethan , acetylen a diacetylen , které pod vlivem slunečního ultrafialového záření vytvářejí metan a nabijí částice z Jupiterovy magnetosféry . Oxidu uhličitého je oxid uhelnatý a voda přítomná v horních vrstvách atmosféry jsou pravděpodobně pocházející zhroutí komety na planetě, jako komety Shoemaker-Levy 9 . Voda nemůže pocházet z troposféry, protože chlad z tropopauzy působí jako past, která brání vodě stoupat do stratosféry.

Měření provedená ze Země a kosmických lodí zlepšila naše znalosti o poměrech izotopů v atmosféře Jupiteru. Od července 2003 je přijatelná hodnota pro množství deuteria 2,25 ± 0,35 × 10 −5 , což pravděpodobně představuje prvotní hodnotu sluneční mlhoviny, která zrodila sluneční soustavu. Poměr izotopů dusíku v joviánské atmosféře, 15 N až 14 N , je 2,3 × 10 -3 , což je o třetinu méně než v zemské atmosféře (3,5 × 10 -3 ).

Množství prvků ve vztahu k vodíku
na Jupiteru a Slunci
Živel slunce Jupiter / slunce
On / H 0,0975 0,807 ± 0,02
Ne / H 1,23 × 10 −4 0,10 ± 0,01
Ar / H 3,62 × 10 −6 2,5 ± 0,5
Kr / H 1,61 × 10 −9 2,7 ± 0,5
Xe / H 1,68 × 10 −10 2,6 ± 0,5
C / H 3,62 × 10 −4 2,9 ± 0,5
N / H 1,12 × 10 −4 3,6 ± 0,5 (8 barů)

3,2 ± 1,4 (9–12 bar)

O / H 8,51 × 10 −4 0,033 ± 0,015 (12 barů)

0,19–0,58 (19 barů)

P / H 3,73 × 10 −7 0,82
S / H 1,62 × 10 −45 2,5 ± 0,15
Poměr izotopů na Jupiteru a Slunci
Poměr slunce Jupiter
13 ° C / 12 ° C 0,11 0,0108 ± 0,0005
15 N / 14 N <2,8 × 10 -3 2,3 ± 0,3 × 10 -3

(0,08–2,8 baru)

36 Ar / 38 Ar 5,77 ± 0,08 5,6 ± 0,25
20 Ne / 22 Ne 13,81 ± 0,08 13 ± 2
3 He / 4 He 1,5 ± 0,3 × 10 −4 1,66 ± 0,05 × 10 −4
D / H 3,0 ± 0,17 × 10 −5 2,25 ± 0,35 × 10 −5

Zóny, pásma a proudové proudy

Jupiterova viditelná plocha se dělí na několik pásem rovnoběžných s rovníkem. Existují dva typy: světlé nazývané „zóny“ a tmavé nazývané „pásma“ ( anglicky  : belts ). Rovníkové zóna (EZ) se rozprostírá šířkách v rozmezí od 7 ° do 7 ° S N. Nad a pod rovníkovou zónou se severní a jižní rovníkové pásmo (BEN a BES) rozprostírá až na 18 ° severní šířky a 18 ° jižní šířky. Dále jsou severní a jižní tropy (ZTN a ZTS). Střídání pásem a zón pokračuje do polární oblasti od 50 stupňů zeměpisné šířky, kde se jejich viditelnost snižuje. Základna struktury pásma / zóny pravděpodobně zasahuje dále směrem k pólům a dosahuje minimálně 80 ° na sever a na jih.

Rozdíl ve vzhledu mezi zónou a pásmem je způsoben neprůhledností mraků. Koncentrace amoniaku je v „zónách“ větší , což ve vyšších nadmořských výškách způsobuje výskyt hustších mraků amoniakového ledu, což zase vede k jejich světlejší barvě. Na druhou stranu jsou mraky „pásů“ tenčí a nacházejí se v nižší nadmořské výšce. Horní troposféra je chladnější v „zóny“ a teplejší v „kapely“ . Přesná povaha chemických sloučenin, které činí jovianské „zóny“ a „pásma“ barevnými, není známa, ale musí obsahovat komplexní sloučeniny síry , fosforu a uhlíku .

Původ a oběh

Původ struktury pásma planety je nejasný. Nejjednodušším vysvětlením je představa „zón“ jako oblastí, kde začíná stoupat vzduch, zatímco „pásma“ by byla projevem oblasti, kde vzduch klesá. Jak vzduch obohacený amoniakem stoupá v „zónách“ , rozpíná se a ochlazuje a vytváří mraky husté i vysoké. V „pásmech“ však vzduch klesá, adiabaticky se zahřívá a bílé mraky čpavku se odpařují a odkrývají temné mraky z hlubin. Poloha a délka regionů a rychlost a umístění proudů jsou na Jupiteru pozoruhodně stabilní, mezi lety 1980 a 2000 se mění jen zřídka. Příkladem změny je pomalý pokles rychlosti proudu na hranici mezi Severní tropické pásmo a severní mírné pásmo při 23 ° severní šířky Pásy se však časem liší intenzitou a zbarvením.

Jovianské pásma jsou ohraničeny zonálními atmosférickými proudy (větry) nazývanými proudové proudy. Západní, retrográdní trysky se nacházejí v přechodové zóně od „zóny“ na „pásy“ (od rovníku), zatímco trysky jít na východ, progrades , označí přechod od „pásem“ pro „zóny“ . Takové modely znamenají, že rychlost těchto větrů klesá v „pásmech“ a zvyšuje se v „oblastech“ od rovníku k pólu. Proto se ve smyku z „pásem“ je cyklonální, zatímco u „zón“ je anticyklonální. Rovníková zóna je výjimkou z pravidla, která vykazuje postupový proud a minimální rychlost větru přesně na úrovni rovníku. Na Jupiteru jsou vysoké rychlosti větru, které dosahují 100  m / s . Trysky prograde jsou obecně silnější než trysky retrográdní.

Regiony

Oblasti a pásma, které rozdělují Jupiterovu atmosféru, mají svá vlastní jména a jedinečné vlastnosti. Začínají pod severní a jižní polární oblastí. Mohou existovat přechodná pásma a zóny, ale je obtížné je pozorovat ze Země. Jih-jih mírného regionu a severo-severního mírného regionu je tedy obtížné rozeznat bez speciálního přístroje.

Mírná oblast na severu a severu

Mírná oblast na severu a severu málokdy vykazuje více podrobností než polární oblasti, a to kvůli ztmavení , redukci a difúzní povaze prvků na středové hraně . Severoamerické pásmo mírného pásma je nejvýraznějším pásmem na severu planety, i když občas zmizí. Poruchy mají tendenci být menší a krátkodobé. Mírné pásmo sever-sever je snadněji vidět. V regionu jsou příležitostně pozorovány další pásma a menší oblasti.

Severní mírné oblasti

Severní mírné pásmo je snadno pozorovatelná zeměpisná šířka od Země, a proto má záznam pozorování. Je také vybaven nejsilnější prográdní tryskového proudu na planetě - proud, který tvoří jižní hranici severní Mírné pásmo (BTN). BTN mizí přibližně jednou za deset let (to byl případ během setkání s Voyagerem ), což způsobilo, že severní mírné pásmo (ZTN) se zjevně spojilo se severní tropickou zónou (ZTropN). Jindy je ZTN rozdělena úzkým pruhem na dvě části na sever a na jih.

Severní tropická oblast

Severní tropickou oblast tvoří severní tropické pásmo (ZTropN) a severní rovníkové pásmo (BEN). ZTropN má obecně stabilní zabarvení, mění barvu pouze ve vztahu k aktivitě proudu North Tropical Band (BTN). Stejně jako severní tropická zóna je někdy rozdělena do dvou úzkých pásem, severní tropické pásmo (BTropN). Ve vzácných případech se na jihu ZTropN vyskytují „malé červené skvrny“ . Jak název napovídá, jedná se o severní ekvivalenty Velké rudé skvrny. Ale na rozdíl od druhého mají tendenci se objevovat ve dvojicích a rychle mizet (v průměru jeden rok života).

Severní rovníkové pásmo (BEN)

BEN je jednou z nejaktivnějších kapel na planetě. Vyznačuje se anticyklonálními bílými ovály a cyklonickými hnědými ovály; podobně jako v ZTropN má většina těchto funkcí krátkou životnost. Stejně jako Southern Equatorial Band, BEN někdy zmizel, než se „znovu objevil“ . K těmto změnám dochází přibližně každých 25 let.

Rovníková zóna (ZE)

Rovníková zóna je jednou z nejstabilnějších oblastí na planetě, z hlediska zeměpisné šířky a aktivity. Severní okraj EA má konvekce, které se táhnou na jihozápad od BEN a které jsou ohraničeny tmavými horkými místy (v infračerveném směru ). Ačkoli jižní hranice EZ je obvykle tichý, pozorování na konci XIX th  století a na začátku XX th  století ukazují, že tato část změnila úplně ve srovnání s dneškem. ZE se značně liší zbarvením, od bledého po okrový nebo dokonce měděný podtón; je lokálně rozdělen ekvatoriálním pásmem (BE). Prvky přítomné v ZE se pohybují rychlostí 390  km / h .

Jižní tropická oblast

Jižní tropická oblast zahrnuje jižní rovníkové pásmo (BES) a jižní tropické pásmo (ZtropS). Jedná se o nejaktivnější oblast na planetě s nejsilnějším retrográdním proudem . BES je obvykle Jupiterův nejširší a nejtemnější opasek; nicméně, to je někdy rozděleno zónou (South Equatorial Band Zone), a může zmizet během jednoho ze svých cyklů. Nedávné pozorování pásma identifikovalo jeho zmizení v letech 1973 až 1975, 1989 až 1990, 1993, 2007 (částečné zmizení) a 2010.

Dalším rysem BES je dlouhá stopa cyklonových poruch po Velké červené skvrně. Podobně jako ZtropN je ZtropS jednou z nejdůležitějších oblastí na planetě; nejen proto, že obsahuje Velkou rudou skvrnu, ale také proto, že příležitostně postihuje jižní tropické rušení, rozdělení oblasti, které přetrvává po dlouhou dobu; nejslavnější, který trval od roku 1901 do roku 1939.

Jižní mírné oblasti

Jižní mírnou oblast tvoří jižní mírné pásmo (ZTS) a jižní mírné pásmo (BTS). BTS je temné a důležité pásmo, více než BTN; do března 2000 byly jeho nejznámějšími vlastnostmi ovály BC, DE a FA, které se spojily a vytvořily BA ovál . Ve skutečnosti byly ovály součástí jižního mírného pásma, ale expandovaly do BTS a částečně ho blokovaly. BTS občas začal mizet, zjevně kvůli složitým interakcím mezi bílými ovály a Velkou červenou skvrnou. Výskyt ZTS - ve kterém se rodí bílé ovály - je velmi variabilní.

Dynamický

Dynamika, která dodává atmosféře Jupitera takový atmosférický oběh, se liší od dynamiky Země. Jupiterův interiér je tekutý a nemá pevný povrch. Fenomén konvekce proto může nastat kdekoli ve vnějším molekulárním obalu planety. Dosud nebyla vyvinuta žádná rozsáhlá teorie dynamiky, která by řídila atmosféru Jupiteru. Taková teorie potřebuje vysvětlit následující fakta: existenci stabilních úzkých pásem a proudů proudů, které jsou rovnoběžné s Jupiterovým rovníkem, silný proud proudů postupující od rovníku planety, rozdíl mezi „zónami“ a „pásy“ a původ velkých vírů, jako je Velká rudá skvrna.

Teorie týkající se dynamiky joviánské atmosféry lze rozdělit do dvou tříd: povrchní ( angličtina pro „mělkou“ ) a hluboká (anglická pro „hlubokou“ ). První se domnívá, že pozorovaná cirkulace je omezena na vnější vrstvu (čas) planety a že skrývá stabilní vnitřek. Poslední předpokládá, že pozorované proudy vzduchu jsou pouze povrchovými projevy cirkulace hluboce zakořeněné ve vnějším molekulárním obalu Jupitera. Jelikož tyto dvě teorie nemohou vysvětlit vše, někteří vědci se domnívají, že správná teorie by obsahovala prvky obou modelů.

„Mělké modely“

První pokusy vysvětlit dynamiku joviánské atmosféry sahají do 60. let . Tato vysvětlení byla založena na pozemské meteorologii , která byla již v té době vyvinuta. Tyto mělké modely (slova ke slovům; „mělké modely“ ) se domnívaly, že tryskové proudy na Jupiteru byly určovány turbulencí malého rozsahu, které jsou udržovány konvekcí ve vnější vrstvě atmosféry (nad mraky složenými z vody). Konvekce je zde fenomén spojený s kondenzací a odpařováním vody a je jednou z hlavních hnacích sil pozemského počasí. Výroba proudových proudů v tomto modelu souvisí s dvourozměrnou turbulencí - obrácenou kaskádou, ve které se malé víry spojují a vytvářejí větší. Konečná velikost planety znamená, že tyto vodopády nemohou vytvářet struktury přesahující určité měřítko, které se pro Jupiter nazývá stupnice Rýn . Jeho existence je spojena s produkcí Rossbyho vln . Proces je následující: když turbulence dosáhne určité velikosti, začne energie proudit Rossbyho vlnou místo toho, aby vytvořila větší strukturu, a obrácená kaskáda se zastaví.

Zatímco tyto modely povětrnostních vrstev mohou úspěšně vysvětlit existenci tuctu úzkých proudových proudů, představují vážné problémy. Jedním ze zjevných neúspěchů modelu je rovníková postupná proudová tryska (super rotace): až na vzácné výjimky plytké modely produkují na rozdíl od pozorování silný retrográdní proudový proud (subrotace). Navíc proudy bývají nestabilní a časem mizí. Tyto modely mělké nemůže vysvětlit, jak toky vzduchu pozorovat na Jupiteru porušit stabilitu kritéria. Propracovanější vícevrstvé verze produkují stabilnější oběh, ale mnoho problémů přetrvává. Údaje shromážděné kosmickou lodí Galileo mezitím ukázaly, že větry nad Jupiterem sahají hluboko pod vodní mraky při tlaku 5–7 barů a nevykazují žádné známky oslabení. Pod tlakovou úrovní 22 barů, což znamená, že cirkulace v joviánské atmosféře může být hluboká .

"Hluboké modely"

Hluboko Model (doslovně: „hluboký modelu“ ) byl navrhován Busse v roce 1976. Jeho model byl založen na charakteristice mechaniky tekutin, na Taylor-Proudman teorém . Spočívá ve skutečnosti, že v jakékoli barotropní tekutině s rychlou rotací jsou toky organizovány v sérii válců rovnoběžných s osou otáčení. Podmínky nezbytné pro teorém jsou pravděpodobně splněny v tekutém Jovianově interiéru. Proto může být vodíkový plášť planety rozdělen do několika válců, z nichž každý má nezávislou cirkulaci ostatních. Tyto zeměpisné šířky, kde se vnější a vnitřní hranice válců protínají na viditelném povrchu planety, odpovídají proudům paprsků; samotné válce jsou považovány za zóny a pásy.

Hluboko Model snadno vysvětluje prográdní tryskové proudění pozorované u Jupiterova rovníku; proudové proudy, které produkuje, jsou stabilní a nesplňují kritérium dvojrozměrné stability. Tento model má však velké potíže; produkuje velmi malé množství velkých proudových proudů a realistické simulace 3D toků ještě nejsou možné (od roku 2008), což znamená, že zjednodušené modely používané k ospravedlnění hluboké cirkulace nemusí představovat důležité aspekty mechaniky trysek. tekutiny v Jupiteru. Model publikovaný v roce 2004 úspěšně reprodukoval opásanou strukturu jovianských proudů. Předpokládalo se, že vodíkový plášť byl tenčí než jakýkoli jiný model; zabírá pouze nejvzdálenějších 10% poloměru Jupitera. Ve standardních modelech jovianského interiéru zahrnuje plášť 20–30% vnější části planety. Dalším problémem je motor umožňující hlubokou cirkulaci. Ve skutečnosti mohou být hluboké toky způsobeny mělkými silami (například konvekcí) nebo hlubokou planetární konvekcí, která rozptyluje teplo z vnitřku Jupitera.

Atmosférické podmínky

Vír

Atmosféra Jupitera má několik vírů - kruhových struktur, které lze stejně jako zemskou atmosféru rozdělit na dva typy: cyklóny a výšky . První z nich mají stejný směr otáčení jako planeta ( proti směru hodinových ručiček na severní polokouli a ve směru hodinových ručiček na jihu), zatímco druhá opačně. Jedním z hlavních rozdílů v zemské atmosféře je však to, že v atmosféře Jupitera dominují výšky nad cyklóny, přičemž téměř 90% vírů o průměru větších než 2 000  km je výškami. Toto srovnání však nebere v úvahu hledisko, ze kterého je pozorování prováděno: směr otáčení pozemských systémů je zaznamenán z mraků nižší atmosféry, zatímco cirkulace Jupiteru je vidět z jeho horní části. Výšky mohou velmi dobře překonat tepelné deprese v hmotnosti Jupiterova mraku v atmosféře, která ukazuje pohyby kondenzátu pouze na jeho vrcholu.

Životnost vírů se pohybuje od několika let do několika set let v závislosti na jejich velikosti. Například průměrná životnost anticyklonů o průměru mezi 1 000 a 6 000  km je 1 až 3 roky. Víry nebyly nikdy pozorovány v rovníkové oblasti Jupitera (mezi 10 ° zeměpisné šířky), kde jsou nestabilní. Stejně jako na všech planetách, kde je rotace rychlá, jsou Jupiterovy anticyklony středy vysokého tlaku, zatímco cyklóny jsou středy nízkého tlaku.

Výšky v atmosféře Jupitera jsou stále v oblastech, kde se rychlost větru zvyšuje od rovníku k pólům. Často jsou lesklé a vypadají jako bílé ovály. Mohou se pohybovat v zeměpisné délce, ale zůstávají přibližně ve stejných zeměpisných šířkách, protože nejsou schopni uniknout z oblastí. Rychlost větru na jejich obvodu je 100  m / s . Různé výšky ve stejné oblasti mají tendenci se spojovat, když se přiblíží. Jupiter má však dvě výšky, které se poněkud liší od ostatních: Velká červená skvrna (GTR) a Oválná BA ; druhá se vytvořila v roce 2000. Na rozdíl od bílých oválů mají tyto struktury červenou barvu, pravděpodobně proto, že vytěžují červeně zbarvené prvky z hlubin planety.

Na rozdíl od výšek mají Joviánské cyklóny tendenci být malé, tmavé, nepravidelné struktury. Byla však navržena existence velkých cyklonů s dlouhou životností. Kromě cyklónů má Jupiter velké, nepravidelné stopy podobné vláknu, které vykazují cyklonální rotaci. Jedním z nich je na západ od GTR (v jeho stopě) v jižním rovníkovém pásmu. Tyto stopy se nazývají cyklonální oblasti. Cyklóny jsou vždy v pásmech a také mají tendenci se navzájem slučovat.

Hloubka vírů není známa. Jsou považovány za tenké, protože jakákoli tloušťka větší než 500  km by způsobila nestabilitu. Velké anticyklóny se táhnou jen několik kilometrů pod viditelnými mraky.

Velká červená skvrna

Velká rudá skvrna (GTR) je vysokotlaký vír na jižní hranici jižního rovníkového pásma. Je relativně stabilní a říká se, že je nejméně 300 let stará.

GTR se otáčí proti směru hodinových ručiček, s obdobím šesti pozemských dnů nebo 14 joviánských dnů. Jeho rozměry jsou 24–40 000 km od východu na západ a 12–14 000 km od severu na jih. Místo je dostatečně velké, aby pojalo dvě nebo tři planety o velikosti Země. Na začátku roku 2004 byla GTR přibližně poloviční než její podélná délka před sto lety, kdy měla průměr 40 000 km. Při současné míře redukce bude do roku 2040 kruhový.

Infračervená data ukázala, že GTR je chladnější (a tedy výše) než jiné mraky na planetě; Vrcholy mraků GTR jsou přibližně 8  km nad okolními mraky. Větry na okrajích místa dosahují rychlosti 120  m / s ( 430  km / h ).

  • Hrubé srovnání velikosti Země a GTR.

  • Animace Velké červené skvrny.

Oválný BA

BA Oval je červená bouře nacházející se na jižní polokouli Jupiteru a podobná, i když menší, Velké rudé skvrně.

  • Oválný BA (vlevo).

  • Formace Oválné BA ze tří bílých oválů.

  • Oválná BA (dole), Grande tache rouge (nahoře) a „Baby Red Spot“ (uprostřed) v červnu 2008.

Bouřky a blesky

Tyto bouře na Jupiteru jsou podobné jejich pozemské protějšky. Odhalují se prostřednictvím masivních jasných mraků o velikosti přibližně 1000 km, které se čas od času objevují v cyklonálních oblastech pásem, zejména v západních (retrográdních) proudových proudech. Na rozdíl od vírů jsou bouřky krátkodobými jevy; nejsilnější mohou přežít několik měsíců, i když jejich průměrná délka života je pouze 3–4 dny. Pravděpodobně jsou způsobeny konvekcí v Jupiterově troposféře. Bouřky jsou konvektivní sloupy, které přivádějí vlhký vzduch z hlubin do horní části troposféry, kde kondenzuje do mraků. Vertikální rozšíření bouřek na Jupiteru je 100  km  ; sahají od oblasti, kde je tlak 5–7 bar, kde se předpokládá, že se nachází základna hypotetické vrstvy vodních mraků, do oblasti, kde je tlak 0,2–0, 5 bar.

Bouřky na Jupiteru vždy doprovází blesk . Blesk zasáhne planetu a je silnější než ty, které zasáhnou Zemi. Jsou však méně časté a jejich světelný výkon v dané oblasti je podobný Zemi. V polárních oblastech byl detekován nějaký blesk, díky čemuž byl Jupiter druhou planetou po Zemi, která trpěla polárním bleskem.

Každých 15–17 let zažívá Jupiter silnější bouřky. Objevují se na zeměpisné šířce 23 ° severní šířky. Poslední taková událost byla pozorována v období březen - červen 2007.

Poruchy

Normální vzor „pásem“ a „zón“ je někdy na nějakou dobu narušen. Jednou z tříd rušení je dlouhotrvající ztmavnutí jižní tropické zóny. Nejdelší takové vyrušování na záznamu trvala od roku 1901 do roku 1939, a byl poprvé spatřen by Percy Molesworth na28. února 1901. Má formu ztemnění nad jižní tropickou zónou, které je obvykle jasné.

Poznámky

  1. Z povrchu, který není definován ze země, ale na úrovni, kde je tlak 10 barů, ve výšce 90 km pod atmosférickou úrovní, kde je tlak 1 bar s teplotou 340 K. Je základem troposféry .
  2. Bylo navrženo několik vysvětlení nadbytku uhlíku, kyslíku, dusíku a dalších prvků. Hlavní je, že Jupiter zachytil během posledních fází svého narůstání velké množství planetesimálů .

Zdroje

Reference

  1. Atreya et al. 2003 .
  2. Guillot 1999 .
  3. Seiff et al. 1998 .
  4. Atreya a Wong 2005 .
  5. Ingersoll 2004 , str.  2–5.
  6. Vasavada a Showman 2005 , str.  1942.
  7. Vasavada a Showman 2005 , str.  1974.
  8. Vasavada a Showman 2005 , str.  1978–1980.
  9. Vasavada a Showman 2005 , str.  1980–1982.
  10. Vasavada a Showman 2005 , str.  1976.
  11. Ingersoll 2004 , str.  13–14.
  12. Vasavada a Showman 2005 , str.  1937.
  13. Atreya a kol. 1999
  14. Ingersoll 2004 , s.  8.
  15. Atreya a kol. 2005 .
  16. Ingersoll 2004 , str.  5–7.
  17. Miller, Aylword a Milliword 2005 .
  18. Yelle 2004 , s.  1–12.
  19. Yelle 2004 , s.  15–16.
  20. Yelle 2004 , s.  22–27.
  21. Bhardwaj a Gladstone 2000 .
  22. Yelle 2004 , s.  1.
  23. „  Jonathan's Space Report, No. 267  “ , Jonathan's Space Report , Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics,8. prosince 1995(zpřístupněno 6. května 2007 )
  24. Kunde a kol. 2004 .
  25. Rogers 1995 , s. 1.  81.
  26. Ingersoll 2004 , str.  5.
  27. Rogers 1995 , str.  235.
  28. Rogers 1995 , str.  85, 91–4.
  29. Rogers 1995 , str.  101–105.
  30. Rogers 1995 , str.  113–117.
  31. Rogers 1995 , str.  125–130.
  32. Vasavada a Showman 2005 , str.  1987.
  33. Rogers 1995 , str.  133, 145–147.
  34. Rogers 1995 , str.  133.
  35. Beebe 1997 , str.  24.
  36. Tony Phillips a Ron Koczor (překladatel Patrick Babayou), „  Velká záhada: Jupiter ztrácí kapelu  “ , NASA (překlad Ciel des Hommes),28. května 2010
  37. Robert Nemiroff (MTU) a Jerry Bonnell (USRA) (překladatel Didier Jamet), „  Jupiter ze stratosféry  “ , NASA (překlad Ciel des Hommes),3. června 2010
  38. Rogers 1995 , str.  159–160.
  39. Rogers 1995 , str.  219–221, 223, 228–229.
  40. Odstavec napsaný v roce 2008
  41. Vasavada a Showman 2005 , s.  1942–1974.
  42. Vasavada a Showman 2005 , str.  1943–1945.
  43. Hiempel, Aurnou a Wicht 2005 .
  44. Viz Ingersoll a Cuzzi 1969 .
  45. Vasavada a Showman 2005 , str.  1947–1958.
  46. Ingersoll 2004 , s.  16–17.
  47. Ingersoll 2004 , s.  14–15.
  48. Vasavada a Showman 2005 , s.  1949.
  49. Vasavada a Showman 2005 , s.  1945–1947.
  50. Vasavada a Showman 2005 , s.  1962–1966.
  51. Vasavada a Showman 2005 , s.  1966.
  52. Busse 1976 .
  53. Vasavada a Showman 2005 , str.  1966–1972.
  54. Vasavada a Showman 2005 , s.  1970.
  55. Vasavada a Showman 2005 , s.  1978.
  56. Vasavada a Showman 2005 , str.  1977.
  57. Vasavada a Showman 2005 , s.  1975.
  58. Beebe 1997 , str.  38–41.
  59. Smith a kol. 1979 , s.  954.
  60. Irwin 2003 , str.  171.
  61. Rogers 1995 , str.  191.
  62. Rogers 1995 , str.  195.
  63. Vasavada a Showman 2005 , str.  1982, 1985–1987.
  64. Sanchez-Lavega et al. 2008 .
  65. Vasavada a Showman 2005 , s.  1983–1985.
  66. Baines et al. 2007 .
  67. McKim 1997 .

Bibliografie

  • (en) SK Atreya , MH Wong , Owen a TC al , „  Srovnání atmosféry Jupitera a Saturnu: hluboké složení atmosféry, struktura mraků, vertikální míchání a původ  “ , Planetary and Space Sciences , sv.  47,1999, str.  1243–1262 ( DOI  10.1016 / S0032-0633 (99) 00047-1 , číst online ).
  • (en) SK Atreya , PR Mahaffy , HB Niemann a kol. , „  Složení a původ atmosféry Jupitera - aktualizace a důsledky pro extrasolární obří planety  “ , Planetary and Space Sciences , sv.  51,2003, str.  105–112 ( DOI  10.1016 / S0032-0633 (02) 00144-7 , číst online ).
  • (en) Sushil K. Atreya a Ah-San Wong , „  Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets - a Case for Multi Probes  “ , Space Sci. Rev. , sv.  116,2005, str.  121–136 ( DOI  10.1007 / s11214-005-1951-5 , číst online [PDF] ).
  • ( fr ) SK Atreya , AS Wong , KH Baines a kol. , „  Jupiterovy amoniakové mraky - lokalizované nebo všudypřítomné?  ” , Planetary and Space Sciences , sv.  53,2005, str.  498–507 ( DOI  10.1016 / j.pss.2004.04.002 , číst online [PDF] ).
  • (en) Kevin H. Baines , Amy A. Simon-Miller , Glen S. Orton a kol. , „  Polar Lightning and Decadal-Scale Cloud Variability on Jupiter  “ , Science , sv.  318,2007, str.  226–229 ( PMID  17932285 , DOI  10.1126 / science.1147912 , číst online ).
  • (en) J. Kelly Beatty , „  Jupiterova smršťovací rudá skvrna  “ , Sky and Telescope , roč.  103, n O  4,2002, str.  24 ( číst online , konzultováno 21. června 2007 ).
  • (en) Reta Beebe , Jupiter: obří planeta , Washington, Smithsonian Books,1997( dotisk  2. vydání), 261  s. ( ISBN  978-1-56098-685-0 , OCLC  224014042 , vývěsní BNF n o  FRBNF37752033 ).
  • (en) Anil Bhardwaj a G. Randal Gladstone , „  Aurorální emise obřích planet  “ , Recenze geofyziky , sv.  38, n o  3,2000, str.  295–353 ( DOI  10.1029 / 1998RG000046 , číst online ).
  • (en) FH Busse , „  Jednoduchý model konvekce v joviánské atmosféře  “ , Icarus , sv.  29,1976, str.  255–260 ( DOI  10.1016 / 0019-1035 (76) 90053-1 , číst online ).
  • (en) Therese Encrenaz , „  ISO pozorování obřích planet a Titanu: co jsme se naučili?  » , Planeta. Space Sci. , sv.  51,2003, str.  89–103 ( DOI  10.1016 / S0032-0633 (02) 00145-9 , číst online ).
  • .
  • (en) Tristan Guillot , „  Srovnání interiérů Jupitera a Saturna  “ , Planetary and Space Sciences , sv.  47,1999, str.  1183–1200 ( DOI  10.1016 / S0032-0633 (99) 00043-4 , číst online ).
  • (en) HB Hammel , GW Lockwood , JR Mills a CD Barnet , „  Hubble Space Telescope Imaging of Neptune's Cloud Structure in 1994  “ , Science , sv.  268, n O  5218,1995, str.  1740–1742 ( PMID  17834994 , DOI  10.1126 / science.268.5218.1740 )
  • (en) Moritz Hiempel , Jonathan Aurnou a Johannes Wicht , „  Simulace proudů rovníkové a vysoké šířky na Jupiteru v modelu hluboké konvekce  “ , Nature , sv.  438,2005, str.  193–196 ( DOI  10.1038 / nature04208 ).
  • (en) Thomas Hockey , Galileo's Planet: Observing Jupiter Before Photography , Bristol, Philadelphia, Publishing Institute of Physics,1999, 217  s. ( ISBN  978-0-7503-0448-1 , OCLC  39733730 , vývěsní BNF n o  FRBNF37543281 ).
  • Andrew P. Ingersoll a Bagenal, F .; Dowling, TE; McKinnon, WB, Timothy E. Dowling; Peter J. Gierasch; Glenn S. Orton; Peter L. Read; Agustin S'anchez-Lavega; Adam P. Showman; Amy A. Simon-Miller; Ashwin R. Vasavada, „  Dynamika atmosféry Jupitera  “ [PDF] , Cambridge University Press,2004.
  • (en) Andrew P. Ingersoll a Jeffrey N. Cuzzi , „  Dynamika oblačných pásem Jupitera  “ , Journal of the Atmospheric Sciences , sv.  26,1969, str.  981–985 ( DOI  10.1175 / 1520-0469 (1969) 026 <0981: DOJCB> 2.0.CO; 2 , číst online ).
  • (en) Patric Irwin , Obří planety naší sluneční soustavy. Atmosféry, složení a struktura , publikace Springer a Praxis,2003, 361  str. ( ISBN  978-3-540-00681-7 , online prezentace ).
  • (en) VG Kunde , FM Flasar , DE Jennings a kol. , „  Atmosférické složení Jupitera z experimentu s termickou infračervenou spektroskopií Cassini  “ , Science , sv.  305,2004, str.  1582–1586 ( PMID  15319491 , DOI  10.1126 / science.1100240 , číst online ).
  • (en) RJ McKim , „  PB Molesworthův objev velké jižní tropické poruchy na Jupiteru, 1901  “ , Journal of the British Astronomical Association , sv.  107, n o  5,1997, str.  239-245 ( číst online , konzultováno 16. listopadu 2008 ).
  • (en) Steve Miller , Alan Aylword a George Milliword , „  Ionosféry a termosféry obří planety: význam iontově neutrálního spojení  “ , Space Sci.Rev. , sv.  116,2005, str.  319–343 ( DOI  10.1007 / s11214-005-1960-4 , číst online ).
  • Elmer J. Reese a H. Gordon Solberg , „  Nedávná měření zeměpisné šířky a délky Jupiterovy červené skvrny  “, Icarus , sv.  5, n kost  1-61966, str.  266–273 ( DOI  10.1016 / 0019-1035 (66) 90036-4 , číst online ).
  • Ian Ridpath , Nortonův hvězdný atlas a referenční příručka , Harlow: Addison Wesley Longman Ltd.,1998, 19 th  ed. , 107  s..
  • (en) John H. Rogers , The Giant Planet Jupiter , Cambridge, Cambridge University Press,1995, 418  str. ( ISBN  978-0-521-41008-3 , OCLC  219591510 , upozornění BnF n o  FRBNF37480628 , online prezentace ).
  • (en) John H. Rogers a Hans Jorg Metig , „  Jupiter v letech 1998/99  “ , Journal of the British Astronomical Association , sv.  111, n O  6,2001, str.  321–332 ( číst online [PDF] ).
  • (en) John H. Rogers , „  Jupiter v letech 1999/2000. II: Infračervené vlnové délky  “ , Journal of the British Astronomical Association , sv.  113, n o  3,2003, str.  136–140 ( číst online [PDF] ).
  • (en) John H. Rogers , „  Zrychlující se oběh Jupiterovy velké rudé skvrny  “ , Journal of the British Astronomical Association , sv.  118, n o  1,2008, str.  14–20 ( číst online [PDF] ).
  • (en) A. Sanchez-Lavega , GS Orton , R. Morales a kol. , „  Sloučením dvou Giant tlakové výše v atmosféře Jupiteru  “ , Icarus , vol.  149, n O  2Únor 2001, str.  491-495 ( DOI  10.1006 / icar.2000.6548 , číst online ).
  • (en) A. Sanchez-Lavega , GS Orton , S. Hueso a kol. , „  Hloubka silné Jovské proudu z poruchy planetárním měřítku poháněné bouří  “ , Nature , sv.  451,2008, str.  437–440 ( DOI  10.1038 / nature06533 ).
  • (en) Alvin Seiff , Don B. Kirk , Tony CD Knight a kol. , „  Tepelná struktura atmosféře Jupiteru v blízkosti okraje 5 um hot spot v severní rovníkové pásu  “ , Journal of Goephysical Research , sv.  103,1998, str.  22 857–22 889 ( DOI  10.1029 / 98JE01766 , číst online ).
  • (en) BA Smith a kol. , „  Systém Jupiter očima Voyager 1  “ , Science , vol.  204,1979, str.  951–957, 960–972 ( PMID  17800430 , DOI  10.1126 / science.204.4396.951 , číst online , přístup k 14. červnu 2007 ).
  • (in) Peter H. Stone , „  On Jupiter's Rate of Rotation  “ , Journal of Atmospheric Sciences , sv.  31,1974, str.  1471–1472 ( DOI  10.1175 / 1520-0469 (1974) 031 <1471: OJROR> 2.0.CO; 2 ).
  • (en) Ashvin R. Vasavada a Adam Showman , „  Jovian atmosférická dynamika: aktualizace po Galileovi a Cassini  “ , Reports on Progress in Physics , sv.  68,2005, str.  1935–1996 ( DOI  10.1088 / 0034-4885 / 68/8 / R06 , číst online ).
  • (en) RV Yelle a Bagenal, F .; Dowling, TE; McKinnon, WB, Miller, S., „  Jupiterova termosféra a ionosféra  “ [PDF] , Cambridge University Press,2004.

Doplňky

Hloubkové odečty

Související článek

externí odkazy