www.wikidata.uk-ua.nina.az

Атмосфера Юпітера Атмосфе ра Юпі тера газова оболонка яка оточує Юпітер є найбільшою планетною атмосферою в Сонячній сис

Атмосфера Юпітера

Атмосфе́ра Юпі́тера — газова оболонка, яка оточує Юпітер. Атмосфера Юпітера є найбільшою планетною атмосферою в Сонячній системі. Вона не має чіткої нижньої межі і плавно переходить в океан з рідкого водню. Виділяють такі шари атмосфери (знизу вгору): тропосфера, стратосфера, термосфера й екзосфера. Кожен шар має свій характерний температурний градієнт. Найнижчий шар, тропосфера, містить складну систему з хмар і туманів, включаючи шари аміаку, гідросульфіду амонію[en] і води. Верхні аміачні хмари, які спостерігаються на «поверхні» Юпітера, організовані в численні смуги, паралельні екватору, й обмежені сильними зональними атмосферними потоками (вітрами), відомими як «джети» чи «струмені». Смуги мають різне забарвлення: темніші смуги прийнято називати «поясами», а світлі — «зонами». Зони — це області висхідних потоків, мають меншу температуру, ніж пояси — області низхідних потоків. Вважається, що своїм світлим забарвленням зони завдячують аміачному льоду, але точно невідомо, що надає поясам темніший відтінок. Походження структури зі смуг і джетів також достеменно невідоме. Запропоновано дві моделі цієї структури. У поверхневій моделі вважається, що це поверхневі явища над стабільними внутрішніми областями. У глибинній моделі вважається, що смуги й джети — поверхневі прояви глибинної циркуляції, яка протікає в мантії Юпітера, що складається з молекулярного водню й організована у вигляді системи циліндрів.

Схематичне зображення хмар Юпітера, 2000 рік

Атмосфера переважно складається з водню й гелію. Інші компоненти наявні у невеликих кількостях: метан, аміак, сірководень і вода. Вода, ймовірно, перебуває в нижніх шарах атмосфери, її безпосередньо виміряна концентрація дуже мала. Розповсюдженість вуглецю, азоту, сірки та інертних газів перевищує показники Сонця приблизно втричі.

В атмосфері Юпітера відбуваються різноманітні активні явища, такі як нестабільність смуг, вихори (циклони та антициклони), бурі й блискавки. Вихори виглядають як великі червоні, білі та коричневі плями (овали). Дві найбільші плями — Велика червона пляма (ВЧП) і овал BA — мають червонуватий відтінок. Ці дві плями та більшість інших великих плям є антициклонами. Маленькі антициклони зазвичай бувають білими. Вважається, що глибина вихорів не перевищує кількох сотень кілометрів. Розташована у південній півкулі ВЧП — найбільший з відомих в Сонячній системі вихорів. У межах цього вихору могло б розміститися декілька планет розміром як Земля, і він існує вже принаймні 350 років. Овал BA, який розташовується південніше ВЧП і втричі менший за останню, є червоною плямою, сформованою у 2000-му році злиттям трьох білих овалів.

На Юпітері постійно вирують сильні бурі з грозами. Буря — результат вологої конвекції в атмосфері, пов'язаної з випаровуванням і конденсацією води. Це ділянки сильного висхідного руху повітря, який призводить до формування яскравих і щільних хмар. Бурі формуються головним чином в областях поясів. Розряди блискавок на Юпітері набагато сильніші, ніж на Землі, однак їх менше, тому середній рівень грозової активності близький до земного.

Вертикальна структура Редагувати

Вертикальна структура атмосфери Юпітера. Характерно, що тиск знижується з висотою. Рівень −132 км. Це максимальна глибина, якої досяг спускний апарат з «Галілео».

Атмосфера Юпітера поділяється на 4 рівні (наведені в порядку збільшення висоти): тропосфера, стратосфера, термосфера й екзосфера. На відміну від атмосфери Землі, атмосфера Юпітера не має мезосфери. На Юпітері немає твердої поверхні і найнижчий рівень атмосфери — тропосфера — плавно переходить у водневий океан мантії. Це результат того, що температура і тиск на цьому рівні набагато вищі критичних точок для водню та гелію, тому там не спостерігається чітких меж між рідиною і газом. Водень стає надкритичною рідиною за тиску приблизно12 бар.

Оскільки нижня межа атмосфери не відома точно, рівень тиску 10 бар на 90 км нижче тиску 1 бар з температурою близько 340 К вважається основою тропосфери. У науковій літературі рівень тиску 1 бар зазвичай вибирається як нульова точка для висот «поверхні» Юпітера. Як і на Землі у верхнього рівня атмосфери — екзосфери — немає чітко визначеної межі. Густина її поступово зменшується і екзосфера плавно переходить у міжпланетний простір приблизно на висоті 5 000 км від «поверхні».

Вертикальні варіації температур в атмосфері Юпітера подібні до земних. Температура тропосфери зменшується з висотою, доки не досягає мінімуму, який називається тропопаузою. Тропопауза є межею між тропосферою й стратосферою. На Юпітері тропопауза приблизно на 50 км вища від видимих хмар (або рівня 1 бар), де тиск і температура близькі до 0,1 бар і 110 К. У стратосфері температура підвищується приблизно до 200 К при переході в термосферу і за висоти й тиску близько 320 км і 1 мікробар. У термосфері температура продовжує зростати, досягаючи 1000 К приблизно на висоті 1000 км і за тиску 1 нанобар.

Складна структура хмар характерна для тропосфери Юпітера. Верхні хмари, розташовані на рівні тиску 0,6—0,9 бар, складаються з аміачного льоду. Нижче хмар з аміачного льоду, імовірно, розташовуються хмари, які складаються з гідросульфіду амонію[en] або сульфіду амонію[ru] (між 1—2 бар) і води (3—7 бар), яка, ймовірно, наявна там. Це точно не хмари з метану, оскільки температура там занадто висока для його конденсації. Водяні хмари формують найщільніший шар хмар і сильно впливають на динаміку атмосфери. Це результат високої конденсаційної теплоти води та її вищого вмісту в атмосфері в порівнянні з аміаком і сірководнем (кисень зустрічається в природі частіше, ніж азот чи сірка). Різні тропосферні (200—500 мілібар) і стратосферні (10—100 мілібар) шари туману розташовані вище основного шару хмар. Останні складаються зі сконденсованих важких поліциклічних ароматичних вуглеводнів чи гідразину, який утворюється в стратосфері (1—100 мікробар) під впливом сонячного ультрафіолетового випромінювання на метан. Кількість метану відносно молекулярного водню в стратосфері 10−4, тоді як відношення інших вуглеводнів, наприклад, етану й ацетилену, до молекулярного водню — близько 10−6.

Термосфера Юпітера розташована на рівні тиску нижче 1 мікробар і для неї характерні такі явища, як світіння атмосфери, полярне сяйво і рентгенівське випромінювання. У межах цього рівня атмосфери збільшення щільності електронів та іонів формують іоносферу. Причини переважання в атмосфері високих температур (800—1000 К) повністю не пояснені; поточні моделі не передбачають температуру вище 400 K. Це може бути наслідком адсорбції високоенергетичної сонячної радіації (ультрафіолетової чи рентгенівської), нагрівання заряджених частинок через прискорення в магнітосфері Юпітера чи розсіюванням спрямованих вгору хвиль гравітації. У низьких широтах і на полюсах термосфера та екзосфера є джерелами рентгенівського випромінювання, що вперше спостерігалося ще Обсерваторією Ейнштейна[ru] 1983 року. Енергетичні частинки з магнітосфери Юпітера є причиною яскравих авроральних овалів, які оточують полюси. На відміну від земних аналогів, які з'являються лише під час магнітних штормів, полярні сяйва в атмосфері Юпітера спостерігаються постійно. Термосфера Юпітера — єдине місце за межами Землі, де виявлено триатомний іон (H₃+). Цей іон викликає сильну емісію в середній інфрачервоній частині спектра на довжинах хвиль між 3 і 5 мікрометрами та виступає в ролі головного охолоджувача термосфери.

Хімічний склад Редагувати

Вміст елементів у співвідношенні з Гідрогеном
на Юпітері і Сонці
Елемент Сонце Юпітер/Сонце
He/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 бар)

3,2 ± 1,4 (9—12 бар)

O/H 8,51× 10−4 0,033 ± 0,015 (12 бар)

0,19—0,58 (19 бар)

P/H 3,73× 10−7 0,82
S/H 1,62× 10−5 2,5 ± 0,15
Ізотопне відношення на Юпітері і Сонці
Відношення Сонце Юпітер
13C/12C 0,011 0,0108 ± 0,0005
15N/14N < 2,8× 10−3 2,3 ± 0,3× 10−3

(0,08—2,8 бар)

36Ar/38Ar 5,77 ± 0,08 5,6 ± 0,25
20Ne/22Ne 13,81 ± 0,08 13 ± 2
3He/4He 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

Сучасні дослідження хімічного складу атмосфери Юпітера розпочалися в середині XIX століття, із початком застосування спектроскопії у ближній інфрачервоній області. У 1863 році Ернест Резерфорд зафіксував два невідомі сигнали, які залишалися нерозшифрованими до 1932 року, коли Руперт Вільдт відніс їх до аміаку і метану. Пізніше, спираючись на роботи Гарольда Джеффріса (1923, 1924 роки) і з огляду на присутність гідрогеновмісних речовин, Вільдт висунув припущення про подібність атмосфери Юпітера до атмосфери Сонця, яка складається переважно з водню.

Атмосфера Юпітера вивчена значно краще від атмосфер інших газових гігантів, оскільки безпосередньо була зондована космічними апаратами Вояджер-1 і Вояджер-2 (запущені у 1977 році) і спускним апаратом КА Галілео, запущеним в атмосферу Юпітера 7 грудня 1995 року. Іншими джерелами інформації про склад атмосфери Юпітера є спостереження Інфрачервоної космічної обсерваторії[en] (ISO), міжпланетних зондів Галілео і Кассіні , а також дані наземних спостережень.

Склад атмосфери Юпітера подібний до складу всієї планети в цілому. Два основних компоненти атмосфери Юпітера — молекулярний водень і гелій. Відносна кількість гелію до молекулярного водню — 0,157 ± 0,0036 за кількістю молекул. Його масова частка, 0,234 ± 0,005, ненабагато нижча первинного[en] значення по Сонячній системі. Причина цього не до кінця зрозуміла, але, оскільки гелій важчий за водень, він може конденсуватися всередині ядра Юпітера.

З огляду на значну кількість водню наявні хімічні елементи, утворюючи певні сполуки, перебувають у відновленій формі. Так, в атмосфері присутні вода (H₂O), метан (CH₄), сірководень (H₂S), аміак (NH₃) і фосфін (PH₃), а в незначних кількостях і їхні ізотопні аналоги CH₃D, ¹³CH₄, ¹⁵NH₃. Така відносна кількість даних речовин у глибокій тропосфері (нижче тиску 10 бар) означає, що атмосфера Юпітера в 3—4 рази багатша вуглецем, азотом, сіркою і, можливо, киснем[b] ніж Сонце[c]. З-поміж інших гідридів були зафіксовані арсин (AsH₃), і герман (GeH₄), але тільки у вигляді слідів (менше мільярдної частки). Очікуваним компонентом атмосфери у спостереженнях також є силан (SiH₄), однак його виявлення малоймовірне через швидкий процес перетворення на силікатні хмари. Кількість благородних газів, таких як аргон, криптон і ксенон, перевищує їх кількість на Сонці (див. таблицю), тоді як неону вочевидь менше.

Верхня атмосфера Юпітера містить відносно малі кількості простих вуглеводнів: етану, ацетилену та їхніх аналогів C₂H₆, ¹³C¹²CH₂, які утворюються з метану під дією сонячної ультрафіолетової радіації й заряджених частинок, що потрапляють з магнітосфери Юпітера. За допомогою спектрометра, встановленого на зонді «Вояджер», також були отримані дані щодо присутності пропану й незначних кількостей пропіну та бензену (у вищих широтах). На базі Інфрачервоної космічної обсерваторії у 2000—2001 роках було відкрито діацетилен[ru], етилен, а також присутність бензену в неполярних областях. У 2004 році космічним апаратом Кассіні була зафіксована присутність метил-радикалу, виявленого раніше на Сатурні та Нептуні.

Діоксид вуглецю, монооксид вуглецю й вода у верхній частині атмосфери наявні, ймовірно, завдяки зіткненням з атмосферою Юпітера комет, таких як комета Шумейкерів — Леві 9. Вода не може прибувати з тропосфери, тому що тропопауза діє як холодна пастка й ефективно перешкоджає підняттю води до рівня стратосфери (див. розділ «Вертикальна структура» вище).

Наземні спостереження, а також спостереження з бортів космічних апаратів поліпшили знання про ізотопне співвідношення в атмосфері Юпітера. За даними на липень 2003 року прийняте значення для відносної кількості дейтерію — (2,25 ± 0,35)× 10−5, що ймовірно є первинним значенням для протосонячної туманності, з якої й сформувалася Сонячна система. Співвідношення ізотопів азоту 15N і 14N в атмосфері Юпітера становить 2,3× 10−3, що на третину нижче, ніж в земній атмосфері (3,5× 10−3). Останнє відкриття є особливо суттєвим, оскільки у попередніх теоріях формування Сонячної системи вважалося, що земні значення для ізотопів азоту були первинними.

Фотохімічні процеси Редагувати

Водень Редагувати

Визначальним реактантом у фотохімічних перетвореннях в атмосфері Юпітера є атомарний водень. Він утворюється внаслідок іонізації двоатомних молекул, яка відбувається за довжини хвилі випромінювання нижче 80,4 нм, та їхньої наступної рекомбінації. Рекомбінація протікає з утворенням щонайменше двох атомів H:

Іонізовані атоми гелію також реагують з утворенням атомарного водню:

Вуглецеві сполуки Редагувати

Поглинаючи сонячне випромінювання у діапазоні нижче 145 нм, основний вуглецевий компонент атмосфери Юпітера метан дисоціює з утворенням карбенового (CH2) і карбінового (CH) радикалів:

У водневій атмосфері Юпітера карбеновий радикал 1CH2 відновлюється до метил-радикала:

Також метил-радикал утворюється і з CH:

Триплетний карбеновий радикал реагує з утворенням цілого ряду продуктів, включаючи етилен, ацетилен й пропін:

Синтез іншого C2 вуглеводню, етану на Юпітері здебільшого відбувається в ході взаємодії метил-радикалів:

Утворені вуглеводні аналогічно до метану можуть зазнавати фотолізу:

Додатковим джерелом вуглецевих частинок є процеси, що протікають під час полярного сяйва нижче гомопаузи:

У результаті таких перетворень утворюється ряд насичених і ненасичених сполук: пропан, бутан, бутен, 1-бутін, 1,2-бутадієн тощо. Синтез ароматичного бензену, що здебільшого спостерігається у полярних областях, не має чіткої моделі. Вважається, він протікає через стадію рекомбінації двох частинок C3H3+, тоді як інші пропоновані шляхи, зокрема реакції

є малоймовірними через високий активаційний бар'єр.

Аміак та фосфін Редагувати

Основна нітрогенвмісна складова атмосфери Юпітера аміак зазнає фотолізу за двома можливими шляхами:

Радикал NH може швидко відновлюватися:

Через високі енергетичні бар'єри реакцій і значну стійкість наявних на Юпітери речовин частки NH2 переважно реагують між собою та з атомарним воднем:

Утворюваний в низькотемпературних умовах Юпітера гідразин N2H4 сублімується, а його рештки розкладаються внаслідок фотолізу або ж атакуються атомами H:

N2H3 може взаємодіяти з атомами H або ж зазнавати диспропорціонування:

Оскільки N2H2 є нестійкою речовиною, він розкладається:

Прикладом взаємодії нітрогенвмісних частинок з вуглецевими є реакція між NH2 і CH3-радикалами:

Утворюваний метиламін може розкладатися до ціановодню, що вважається однією із ключових сполук у синтезі біогенних речовин — нуклеїнових та амінокислот:

Іншим можливим способом синтезу ціановодню є реакція утворення азиридину C2H5N:

Оскільки фосфін та аміак поглинають випроміювання в однакових областях атмосфери Юпітера, фотохімічні процеси за участі фосфіну є аналогічними:

Однак суперечливою є реакція утворення частинки PH:

Кисневі сполуки Редагувати

Вважається, що наявний на планеті Оксиген має позапланетне походження. Згідно із запропонованими моделями Оксиген в іонній формі, що надходить ззовні, зазнає відновлення у водневій атмосфері:

Прикладом утворення карбонільних сполук, на думку вчених, є реакція окиснення стратосферного метил-радикалу:

Формальдегід згодом розкладається на монооксид вуглецю, котрий є переважною формою Оксигену в атмосфері, тоді як діоксид вуглецю і вода зазнають швидкого фотолізу. СО може брати участь лише в його окисненні до CO2 за участі гідроксид-радикалу, хоча у нижніх шарах стратосфери такий процес не відбувається через сублімацію води і відсутність OH-радикалів.

Зони, пояси і вихори Редагувати

Детальна карта південної півкулі Юпітера, створена завдяки фотографіям Кассіні, що пролітав повз Юпітер на шляху до Сатурна.

Видима поверхня Юпітера поділяється на багато смуг, паралельних екватору. Є два типи смуг: відносно світлі зони й затемнені пояси. Широка екваторіальна зона (EZ) простягається приблизно між широтами 7° пд. ш. і 7° пн. ш. Вище і нижче EZ — Північний і Південний екваторіальні пояси (NEB і SEB), що простягаються до 18° пн. ш. і 18° пд. ш. відповідно. Далі від екватора лежать Північна і Південна тропічні зони (NtrZ і STrZ). Таке чергування поясів і зон продовжується до 50° пд. ш. і пн. ш., де їх видимі прояви стають менш помітними. Пояси, ймовірно, продовжуються приблизно до 80° на північ або південь у напрямку до полюсів.

Різниця в забарвленні між зонами й поясами полягає у відмінностях між хмарами. Концентрація аміаку вище в зонах, що призводить до появи щільніших хмар з аміакового льоду на більших висотах, а це, у свою чергу, робить зони світлішими. З іншого боку, хмари поясів є тоншими й розташовані на менших висотах. Верхня тропосфера холодніша в зонах і тепліша в поясах. Точна природа речовин, які роблять зони і пояси Юпітера такими «барвистими», невідома, але вони можуть включати складні сполуки сірки, фосфору і вуглецю.

Пояси Юпітера межують із зональними атмосферними потоками (вітрами), які називають «джетами» або «струменями». «Джети», які рухаються в західному напрямку (ретроградний рух), зазвичай спостерігаються за переходу із зон у пояси (якщо рухатися від екватора), тоді як джети, що рухаються у східному напрямку (нормальний рух), зазвичай спостерігають за переходу з поясів у зони. Моделі атмосфери Юпітера передбачають, що зональні вітри зменшують свою швидкість у поясах і збільшують у зонах від екватора до полюсів. Тому градієнт вітру в поясах циклонічний, а в зонах — антициклонічний. Екваторіальна зона — виняток із правила, в ній спостерігається сильний рух джетів на схід, а локальний мінімум швидкості вітру розташовується точно на екваторі. Швидкість джетів на Юпітері дуже висока, місцями вона досягає 100 м/с. Така швидкість відповідає хмарам з аміаку, розташованим у діапазоні тиску 0,7—1 бар. «Джети», які обертаються в тому ж напрямку, що і Юпітер, є сильнішими від тих, які обертаються проти (ретроградних). Вертикальні розміри «джетів» невідомі. Зональні вітри затухають на висоті 2—3 шкал висот[a] над хмарами. У той же час швидкість вітру нижче рівня хмар зростає лише незначно й залишається постійною аж до рівня тиску 22 бара — максимальної глибини, досягнутої спускним апаратом «Галілео».

Зональна швидкість вітрів в атмосфері Юпітера

Походження «стрічкової структури» хмар Юпітера не до кінця зрозуміле, однак механізми, які нею керують, нагадують земну комірку Гадлі. Найпростіша інтерпретація: зони — це місця атмосферного апвелінгу, а пояси — прояви даунвелінгу[en]. У зонах повітря піднімається, збагачується аміаком, розширюється та охолоджується, формуючи високі й щільні хмари. У поясах повітря опускається й нагрівається адіабатичними процесами, і білі аміачні хмари випаровуються, відкриваючи темніші хмари, які розташовані під ними. Розташування й ширина смуг на Юпітері стійкі й за період з 1980-х по 2000-і роки рідко змінювалися. Один з прикладів зміни — невелике зменшення швидкості потужного спрямованого на схід джета між північною тропічною зоною й північним помірним поясом на 23° пн. ш.. Однак смуги змінюються за забарвленням та інтенсивністю кольорів протягом тривалого часу (див. нижче).

Особливі смуги Редагувати

Схематичне розташування хмарних смуг Юпітера з своїми абревіатурами. Велику червону пляму й овал BA видно у південних тропічних зонах і південних помірних поясах відповідно.

Атмосфера Юпітера поділяється на зони й пояси, і кожен з них має свою назву та має особливі характерні риси. Вони починаються від південних і північних полярних областей, які простягаються від полюсів приблизно на 40—48° пн./пд. ш. Ці синювато-сірі області є зазвичай невиразними..

Північно-північний помірний регіон рідко демонструє більше примітних деталей, ніж полярні області через затемненість, бачення в перспективі й загальну розкиданість примітних областей. Північно-північний помірний пояс (NNTB) є найпівнічнішим чітко розрізнюваним поясом, хоча іноді він і «зникає». Пертурбації мають тенденцію бути незначними й недовгими. Північно-північна помірна зона є помітнішою, але в цілому така ж спокійна. Іноді в області спостерігаються інші незначні пояси та зони.

Північний помірний регіон розташований на легко доступних для спостереження із Землі широтах і, таким чином, має добрий запис спостережень. Він також примітний дуже сильним нормально спрямованим «джетом» на планеті, який формує південну межу північного помірного поясу (NTB). NTB зникає приблизно раз на десятиліття (як це відбувалося при прольоті обох Вояджерів), таким чином він на деякий час з'єднує Північну помірну зону (NTZ) і Північну Тропічну зону (NTropZ). В інший час NTZ є відносно вузькою смужкою, в якій можна виділити північний і південний компоненти.

Північний тропічний регіон складається з NTropZ і Північного екваторіального поясу (NEB). NTropZ зазвичай дуже стійка в забарвленні, майже будь-які зміни в ній викликані активністю південного джета в NTB. Як і NTZ, вона іноді поділяється на вузьку смужку, NTropB. У рідкісних випадках у південній частині NTropZ виникають «Маленькі червоні плями». Як видно з назви, вони є північними еквівалентами Великої червоної плями. На відміну від ВЧП вони мають тенденцію виникати парами й існують недовго, приблизно рік в середньому; декілька з них як раз існували на момент прольоту Піонера 10.

NEB — один з найактивніших поясів планети. Він характеризується наявністю антициклонів («білі овали») і циклонів («коричневі овали»), причому антициклони зазвичай утворюються північніше. Як і в NTropZ більшість із цих примітних утворень існують недовго. Як і південний екваторіальний пояс (SEB) NEB іноді «зникає» й «відроджується». Це відбувається приблизно раз на 25 років.

Зони, пояси і вихори на Юпітері. Широка екваторіальна зона видима в центрі оточена двома темними екваторіальними поясами (SEB і NEB). Великі сірувато-сині, неправильної форми «гарячі плями» на північних околицях білої екваторіальної зони змінюються з часом, оскільки рухаються у східному напрямку через планетарну атмосферу. Велика червона пляма на південній околиці SEB. Декілька штормів обертається навколо овалів у північній півкулі. Маленькі, дуже яскраві області атмосфери, можливо грози, які швидко і в довільному порядку з'являються в бурхливих областях. Мінімальний розмір примітних деталей, які можна розрізнити на екваторі — близько 600 кілометрів у поперечнику. Ця 14-кадрова анімація показує приблизно 24 юпітеріанських дні, або близько 10 земних діб. Для зручності сприйняття плин часу в анімації прискорено у 600 000 разів. Для перегляду натисніть на зображення.

Екваторіальна зона (EZ) — одна з найстійкіших областей планетарної атмосфери. По північних краях EZ рухаються на південний захід з NEB своєрідні «пір'я», вони обмежуються темними, теплими (в інфрачервоному спектрі) областями, відомими як «фестони» (гарячі плями). Хоча південна межа EZ зазвичай статична, спостереження з пізнього XIX століття до початку XX показують, що її «рисунок» з того часу значно змінився. EZ значно змінюється за забарвленням, від білястого до вохряного, або навіть мідно-червоного; іноді всередині неї виділяють екваторіальну смугу (EB). Атмосферні утворення й хмарність в EZ пересуваються на швидкості близько 390 км/год відносно інших широт

Південний тропічний регіон включає південний екваторіальний пояс (SEB) і південну тропічну зону. Це, безумовно, найактивніший регіон планети, в ньому ж розташовується найпотужніший ретроградний джет на планеті. SEB зазвичай найширший і найтемніший пояс на Юпітері, однак він іноді ділиться навпіл зоною (SEBZ) і має властивість зникати кожні 3—15 років, перш ніж знову з'явитися, що називається «цикл відродження SEB». Через декілька тижнів чи місяців після зникнення поясу на його місці формується біла пляма, яка вивергає матеріал темно-коричневого кольору, котрий розтягується вітрами Юпітера в новий пояс. Останнього разу пояс зникав у травні 2010 року. Серед іншого примітною деталлю SEB є довгий ланцюжок із циклонів, створюваних Великою червоною плямою. Як і NTropZ STropZ — одна з найбільш помітних зон на планеті. В ній не лише розташовується ВЧП, але іноді в ній можна побачити й Південну тропічну пертурбацію (STropD) — область всередині зони, яка вирізняється відносною стійкістю і довговічністю. Найдовший період її існування — з 1901 по 1939 роки.

Південний помірний регіон, або Південний помірний пояс (STB) — це інший, темний, добре помітний пояс, більший ніж NTB. До березня 2000 року його найпомітнішими деталями були довгоіснуючі «овали» BC, DE, і FA, які тепер об'єдналися в Овал BA («Червона молодша»). Овали фактично були частиною Південної помірної зони, але вони поширювались аж до STB, частково його обмежуючи. STB іноді зникав, очевидно через складні взаємодії між білими овалами й ВЧП. (STZ) Південна помірна зона — зона, в якій і зароджуються білі овали, дуже мінлива.

На Юпітері чимало примітних областей атмосфери, важкодоступних для наземних спостережень. Південний помірний регіон навіть важче розрізнити, ніж NNTR; його деталі також дуже важко розрізнити без застосування великих наземних телескопів і космічних апаратів. Багато зон і поясів є тимчасовими й не завжди помітні. Наприклад, Екваторіальна смуга (EB), Північна екваторіальна поясна зона (NEBZ, біла зона з поясом) і Південна екваторіальна поясна зона (SEBZ). Смуги іноді діляться різними атмосферними збуреннями. Коли зона чи пояс діляться на частини якою-небудь пертурбацією, N чи S додаються для того, щоб виділити північний чи південний компонент зони чи поясу, наприклад, NEB(N) і NEB(S).

Динаміка Редагувати

2009 рік
2010 рік
Фотографії Юпітера, зроблені орбітальним телескопом Габбл

Циркуляція в атмосфері Юпітера помітно відрізняється від земної. Поверхня Юпітера рідка, тверда поверхня відсутня. Тому конвекція може відбуватися в будь-якій області зовнішньої газової оболонки. На 2011 рік немає всебічної теорії динаміки атмосфери Юпітера. Така теорія повинна пояснювати такі факти: існування вузьких стійких смуг і потоків, симетричних відносно екватора, потужний екваторіальний потік із заходу на схід (у напрямку обертання планети), різницю між зонами й поясами, а також походження і стійкість великих вихорів, наприклад Великої червоної плями.

Наявні теорії можна поділити на 2 класи: приповерхневі та глибинні. У перших вважається, що циркуляція, яка спостерігається в атмосфері, значною мірою обумовлена тонким зовнішнім (погодним) рівнем атмосфери, а внутрішня частина стабільна. Другі постулюють, що видимі потоки є проявом процесів, що відбуваються у глибоких шарах атмосфери Юпітера. Кожна з теорій має і сильні, і слабкі сторони, тому багато планетологів вважають, що справжня теорія буде включати в себе елементи обох моделей.

Приповерхневі моделі Редагувати

Перші спроби пояснити динаміку атмосфери Юпітера належать до 60-х років XX століття. Частково вони базувалися на земній метеорології, добре розробленій на той час. Вважалося, що атмосферні потоки на Юпітери виникають через турбулентність, яку, в свою чергу, підтримує волога конвекція у зовнішньому шарі атмосфери (вище хмар). Волога конвекція — явище, пов'язане з конденсацією та випаровуванням води. Це одне з основних явищ, що впливають на формування земної погоди. Поява потоків у цій моделі пов'язана з широко відомою властивістю двомірної турбулентності — так званим зворотним каскадом, за якого малі турбулентні структури (вихори) зливаються й утворюють більші вихори. Через скінченний розмір планети такі структури не можуть вирости більше деякого характерного масштабу, який для Юпітера називається масштабом Райнса (англ. Rhines scale). Це пов'язано з впливом хвиль Росбі. Механізм такий: коли найбільша турбулентна структура досягає певного розміру, енергія починає перетікати у хвилі Росбі, а не в структуру більшого розміру, і зворотній каскад зупиняється. На кулястій планеті, яка швидко обертається, дисперсійне співвідношення для хвиль Росбі анізотропне, тому масштаб Райнса в напрямку паралелей більший, ніж у напрямку меридіанів. У результаті утворюються великомасштабні структури, розтягнуті паралельно екватору. Їхня меридіональна протяжність здається такою ж, як і фактична ширина потоків. Таким чином, у приповерхневих моделях вихори передають енергію потокам і тому мають зникати.

Хоча ці моделі успішно пояснюють існування десятків вузьких потоків, в них є й серйозні недоліки. Найпомітніший з них: за рідкісними винятками має з'являтися потужний екваторіальний потік у напрямку проти обертання планети, а спостерігається потік за обертанням. Крім того, потоки схильні до нестабільності й можуть час від часу зникати. Приповерхневі моделі не пояснюють, яким чином течії, що спостерігаються в атмосфері Юпітера, порушують критерій стійкості. Краще опрацьовані багатошарові варіанти таких моделей дають стабільнішу картину циркуляції, але багато проблем залишається.

Водночас, зонд Галілео виявив, що вітри на Юпітері простягаються значно нижче рівня хмар (5—7 бар) і немає ознак їх зникнення аж до рівня 22 бар, а отже циркуляція атмосфери Юпітера може насправді бути глибокою.

Глибинні моделі Редагувати

Перша глибинна модель була запропонована Бузі (Busse) у 1976 році. Вона базується на відомій в гідродинаміці теоремі Тейлора-Прудмана[en], яка полягає в наступному: у будь-якій баротропній[en] ідеальній рідині, яка швидко обертається, потоки організуються в ряд циліндрів, паралельних осі обертання. Умови теореми, ймовірно, задовольняються в умовах надр Юпітера. Тому воднева мантія Юпітера цілком може бути поділена на велику кількість циліндрів, у кожному з яких циркуляція незалежна. На тих широтах, де зовнішні та внутрішні межі циліндрів перетинаються з видимою поверхнею планети, утворюються потоки, а самі циліндри видно як зони й пояси.

Теплове зображення Юпітера, отримане IRTF

Глибинна модель легко пояснює спрямований за обертанням планети джет на екваторі Юпітера. Джети стійкі та не підпорядковуються двомірному критерію стійкості. Однак у моделі є складності: вона передбачає дуже невелику кількість широких джетів. Реалістичне тривимірне моделювання є поки неможливим, а спрощені моделі, які використовуються для того, щоб підтвердити глибинну циркуляцію, можуть не враховувати важливі аспекти гідродинаміки Юпітера. Одна з моделей, опублікованих 2004 року, доволі правдоподібно відтворила струменево-смугову структуру атмосфери Юпітера. Згідно з цією моделлю, зовнішня воднева мантія є тоншою, ніж в інших моделях, і має товщину всього 10 % від радіуса планети, тоді як у стандартних моделях Юпітера вона займає 20—30 %. Інша проблема — процеси, які можуть керувати глибинною циркуляцією. Можливо, глибинні потоки можуть бути викликані приповерхневими силами (наприклад, вологою конвекцією) або глибинною конвекцією всієї планети, яка виносить тепло з надр Юпітера. Який з цих механізмів важливіший — досі незрозуміло.

Внутрішнє тепло Редагувати

З 1966 року відомо, що Юпітер випромінює значно більше тепла, ніж отримує від Сонця. Вважається, що співвідношення між потужністю випромінювання планети й тією, що отримується від Сонця, приблизно дорівнює 1,67 ± 0,09. Внутрішній тепловий потік від Юпітера становить 5,44 ± 0,43 Вт/м², у той час як загальна випромінювана потужність дорівнює 335 ± 26 ПВт. Остання величина дорівнює приблизно одній мільярдній частці від загальної потужності, випромінюваної Сонцем. Цей надлишок тепла є в основному початковим нагріванням на стадіях формування Юпітера, однак частково може бути зумовлений осіданням гелію в ядрі планети.

Внутрішнє нагрівання може бути важливим фактором динаміки атмосфери Юпітера. У той час як Юпітер має невеликий нахил в 3° і його полюси отримують набагато менше радіації, ніж екватор, температура тропосфери помітно не змінюється від екватора до полюсів. Одне з пояснень полягає в тому, що акти внутрішньої конвекції подібні до термостата, випускаючи поблизу полюсів більше тепла ніж на екваторі. Це призводить до рівномірного розподілу температури в тропосфері. У той час як на Землі тепло переноситься від екватора до полюсів в основному завдяки атмосфері, глибинна конвекція Юпітера врівноважує його. Конвекція всередині Юпітера в основному відбувається завдяки внутрішньому теплу.

Окремі атмосферні елементи Редагувати

Інфрачервоний знімок атмосфери Юпітера, зроблений зондом New Horizons.

Вихори Редагувати

Атмосфера Юпітера є «рідним домом» для сотень вихорів — круглих структур, що обертаються. Їх, як і в земній атмосфері, можна поділити на два класи: циклони й антициклони. Перші обертаються в напрямку обертання планети (проти годинникової стрілки в північній і за годинниковою стрілкою у південній півкулі); інші — у зворотному напрямку. Однак на відміну від земної атмосфери в атмосфері Юпітера антициклони переважають над циклонами і понад 90 % вихорів, діаметр яких перевищує 2000 км, — антициклони. «Термін життя» вихорів змінюється від кількох днів до століть залежно від їх розмірів. Наприклад, середній час життя антициклонів з діаметрами від 1000 до 6000 км — 1-3 роки. Вихори ніколи не спостерігалися на екваторі Юпітера (в межах 10° широти), де вони нестабільні. Як і на будь-якій планеті, яка швидко обертається, антициклони Юпітера — центри високого тиску, тоді як циклони — центри низького тиску.

Антициклони на Юпітері завжди обмежені в зонах, де швидкість вітру збільшується в напрямку від екватора до полюсів. Зазвичай вони яскраві й проявляються як білі овали. Вони можуть рухатися по довготі, але залишаються на тій же широті через те, що нездатні покинути зону, яка їх породила. Швидкість вітру на їх периферії може досягати 100 м/с. Різні антициклони, розташовані в одній зоні, мають тенденцію об'єднуватися при зближенні один з одним. Однак в атмосфері Юпітера спостерігалися й спостерігаються два антициклони, не схожі на інші. Це Велика червона пляма (ВЧП) і овал BA, який сформувався 2000 року. На відміну від білих овалів у їх структурі переважає червоне забарвлення, ймовірно, завдяки речовині червонуватого кольору, яка піднімається з глибин планети. На Юпітері антициклони зазвичай формуються шляхом злиття менших структур, включаючи конвективні шторми (див. нижче), хоча великі овали можуть з'являтися і з нестабільних джетів. Останнього разу таке спостерігалося в 1938—1940 роках, коли декілька білих овалів були породжені нестабільністю в південній помірній зоні; пізніше вони об'єдналися й утворили Овал BA.

На противагу антициклонам циклони Юпітера — компактні темні структури з неправильною формою. Найтемніші циклони, які мають правильні обриси, називають коричневими овалами. Однак існування декількох великих циклонів-довгожителів не є винятком. На додаток до компактних циклонів на Юпітері можна спостерігати декілька волокнистих «обривків» неправильної форми, в яких спостерігається циклонічне обертання. Один з них розташовується на захід від ВЧП у південному екваторіальному поясі. Ці «обривки» називають циклонічними регіонами (CR). Циклони завжди утворюються лише в поясах і, подібно до антициклонів за зближення вони зливаються.

Глибинна структура вихорів до кінця не зрозуміла. Вважається, що вони відносно тонкі, оскільки будь-яка товщина понад близько 500 км призвела б до нестабільності. Великі антициклони не піднімаються вище декількох десятків кілометрів відносно хмарності, яку можна спостерігати в атмосфері планети. Одна з гіпотез передбачає, що вихори — це глибинні конвекційні «пір'я» (або «конвекційні колони»), На даний момент вона не є вельми популярною серед планетологів.

Велика червона пляма Редагувати

Юпітер. Велика червона пляма зменшується в розмірах (15 травня 2014 р.).

Велика червона пляма (ВЧП) — це стійкий антициклонічний шторм[en], розташований на 22° південніше юпітеріанського екватора, який існує вже принаймні 181 рік, а можливо і більше ніж 346 років. Цей шторм досить великий, щоб його можна було спостерігати в наземні телескопи.

Інфрачервоне зображення плями (вище), яке показує його теплий центр, отримане наземним VLT. Зображення, отримане космічним телескопом Габбла (нижче) для порівняння.

Велика червона пляма обертається навколо власної осі проти годинникової стрілки з періодом близько 6 земних діб або 14 юпітеріанських днів. Її приблизні розміри змінюються в діапазоні 24 000—40 000 км із заходу на схід і 12 000—14 000 км з півдня на північ. Пляма настільки велика, що в неї може вміститися три планети розміром із Землю.

На початок 2004 року Велика червона пляма стала вдвічі меншою, ніж століття тому, коли вона була 40 000 км у діаметрі. За наявного темпу скорочення пляма може стати круглою приблизно до 2040 року, що, втім, є досить сумнівним через викривлення, які вносяться сусідніми джетами. Скільки ще проіснує ВЧП і чи є зміни, які відбулися з нею, результатом нормальних для неї коливань, невідомо.

Згідно зі спостереженнями вчених з каліфорнійського університету в Берклі між 1996 і 2006 роком діаметр плями по поздовжній осі зменшився на 15 %. Ксилар Есей-Девіс, який перебував в команді, котра проводила вивчення, відзначав, що пляма не зникає, базуючись на вимірюваннях швидкості, оскільки «швидкість — це придатніший критерій для спостереження, оскільки на хмари, які беруть участь в утворенні Червоної плями, також значно впливають деякі інші явища навколишньої атмосфери».

Інфрачервоні спостереження й дані, зібрані під час цих спостережень, вже давно вказують на те, що ВЧП холодніша (а отже, вища) від більшості інших хмар в атмосфері. Рівень хмар ВЧП приблизно на 8 км вище рівня навколишніх хмар. Крім того, ретельні спостереження за деталями юпітеріанської атмосфери дозволили ще 1966 року встановити, що пляма обертається проти годинникової стрілки. Це було підтверджено першими покадровими зйомками, зробленими з борту Вояджерів під час прольоту біля Юпітера. Пляма обмежена помірним східно-направленим джетом з півдня і дуже потужним західно-направленим джетом з півночі. Хоча вітри біля околиць плями дмуть зі швидкістю 120 м/с (432 км/год), потоки в цьому районі видаються застійними, з невеликим притоком чи відтоком. Період обертання плями зменшився з часом; можливо, це якось пов'язано з її стійким скороченням у розмірах. У 2010 році астрономи провели спостереження ВЧП в далекому інфрачервоному спектрі (від 8,5 до 24 мкм) з недосяжним колись рівнем роздільної здатності і виявили, що її центральна, найчервоніша частина є теплішою ніж навколишнє середовище на 3—4 °С . Такі відносно теплі повітряні маси розташовуються на рівні тиску близько 200—500 мілібар, у верхній тропосфері. Ця тепла центральна пляма повільно обертається і, швидше за все, є наслідком зниження повітряних мас ВЧП ближче до центру.

Порівняння розмірів ВЧП і Землі

Широта Великої червоної плями відносно стійка протягом тривалого терміну спостережень, змінюється в межах градуса. Однак її довгота постійно змінюється. Оскільки атмосфера Юпітера обертається неоднорідно на різних широтах, астрономи створили три різних системи для визначення довготи. Система II застосовувалася для широт вище 10° і спочатку базувалася на періоді обертання Великої червоної плями навколо осі Юпітера: 9 год 55 хв 42 с. Незважаючи на це з початку XIX століття пляма «обернулася» навколо планети в системі координат II принаймні 10 разів. Рівень дрейфу плями різко змінився за останні роки, що, ймовірно, пов'язано зі змінами в яскравості південного екваторіального поясу і наявністю або відсутністю південної тропічної пертурбації.

Що саме надає червонуватого відтінку ВЧП, точно невідомо. Теорії, підтверджені лабораторними дослідами, вважають, що цей колір може бути зумовлений складними органічними молекулами, червоним фосфором або, можливо, якою-небудь сполукою сірки. Відтінок ВЧП змінюється в широкому діапазоні від червонувато-коричневого до жовтувато-червоного і навіть білого. Найчервоніша центральна частина є теплішою, ніж навколишнє середовище; це дозволяє досить упевнено стверджувати, що на колір плями значною мірою впливають фактори навколишнього середовища. Пляма іноді зникає з видимого спектра. Розрізнити її при цьому можна лише у так званій «Порожнині червоної плями», яка є її «нішею» в південному екваторіальному поясі. Видимість ВЧП, очевидно, якось пов'язана зі змінами в південному екваторіальному поясі: коли пояс яскраво-білий, пляма темніє, а коли пояс темніє, вона зазвичай стає світлішою. Періоди потемніння й посвітлішання плями є нерегулярними; наприклад, пляма була темною в 1961—1966, 1968—1975, 1989—1990 і 1992—1993 роках. Аналіз даних, отриманих за результатами місії «Кассіні», проведений у листопаді 2014 року, показав, що червоний колір виникає, ймовірно, в результаті розпаду простих хімічних речовин під дією сонячного світла у верхній атмосфері планети.

Велику червону пляму не слід плутати з Великою темною плямою — атмосферним вихором, який спостерігався в 2000 році космічним апаратом Кассіні — Гюйгенс поблизу північного полюса Юпітера. Схожу деталь атмосфери на Нептуні також назвали Великою темною плямою. Остання була зафіксована Вояджером-2 в 1989 році і, можливо, була своєрідним «отвором» в атмосфері, який зник приблизно до 1994 року, однак подібне утворення досі спостерігається у північних широтах Нептуна.

Овал BA Редагувати

Овал BA (зліва)

Овал BA — назва червонуватого вихору в південній півкулі Юпітера, що нагадує формою Велику червону пляму, але менший за розмірами (часто згадується ще як «Червона пляма молодша» або «Мала червона пляма»). Вихор розташований у Південному помірному поясі. Овал BA був помічений 2000 року після злиття трьох невеликих білих вихорів і з того часу посилився.

Процес формування трьох білих овальних штормів, які пізніше злилися в Овал BA, можна відстежити до 1939 року, коли в Південній помірній зоні було три темних атмосферних структури, що фактично поділили зону на три довгі секції. Елмер Дж. Різ, який спостерігав Юпітер, позначив ці три темні секції як AB, CD, і EF. Секції розширювались, скорочуючи відстані між ними всередині STZ і сформувалися у білі овали FA, BC, і DE. Овали BC і DE злилися 1998 року, утворивши Овал BE. Пізніше, у березні 2000, BE і FA з'єдналися і утворили Овал BA. (див. розділ: Білі Овали, нижче)

Формування Овалу BA з трьох білих овалів
Овал BA (знизу), Велика червона пляма (вгорі) і «Крихітка — червона пляма» (посередині) в період короткочасного зіткнення у червні 2008 року

Овал BA почав поступово червоніти 2005 року. Вже 24 лютого 2006 року філіппінський астроном-аматор Кристофер Го помітив, що пляма набула майже такого ж відтінку, як і ВЧП. У результаті доктор Тоні Філіпс запропонував називати її «Малою червоною плямою» або «Червоною малою».

У квітні 2006 команда астрономів, яка вважала, що Овал BA міг би пройти досить близько від ВЧП в тому році, спостерігала обидва вихори за допомогою телескопа Габбла. Шторми проходять неподалік один від одного приблизно кожні 2 роки, але проходження 2002 і 2004 року не привертали до себе такої уваги. Доктор Емі Саймон-Міллер з Центру космічних польотів Ґоддарда передбачив, що вихори будуть найближче один до одного 4 липня 2006 року. 20 липня обидва вихори були зняті обсерваторією Джеміні.

Причини почервоніння Овалу BA невідомі. Згідно з дослідженням 2008 року авторства доктора Сантьяго Переса-Ойоса з «Університету Країни Басків» найімовірніший механізм є таким: «висхідна і внутрішня дифузія деякої кольорової речовини або парів, туману, газу, які пізніше взаємодіють з високоенергетичними сонячними фотонами у верхніх шарах Овалу BA.» Дехто вважає, що невеликі вихори (а отже й «білі плями») червоніють, коли вітри набирають достатньої сили, щоб піднімати розташовані нижче гази, які, потрапивши на сонячне світло, змінюють колір.

Овал BA стає дедалі сильнішим згідно зі спостереженнями, які виконувалися з допомогою телескопа Габбла у 2007 році. Швидкості вітрів на момент спостереження вже становили 618 км/год; а це порівняно зі швидкостями вітрів у Великій червоній плямі й ці вітри набагато сильніші, ніж в одному з вихорів-прабатьків. На липень 2008 року його розміри наближалися до діаметра Землі і становили приблизно половину розміру ВЧП.

Овал BA не слід плутати з іншим великим вихором, поглинутим ВЧП у 2008 році, Південною тропічною малою червоною плямою (LRS), яку назвали «Крихітка — Червона пляма» (Нова червона пляма) в НАСА. Новий вихор, а до того біла пляма із зображень телескопа Габбл, почервонів у травні 2008 року. Спостереження за ним вів Каліфорнійський університет в Берклі. «Крихітка — червона пляма» зіткнулася з ВЧП наприкінці червня - початку липня 2008 року і під час зіткнення менша червона пляма була розірвана на шматки. Залишки вихору продовжували кружляти поблизу від ВЧП, доки не були нею поглинуті. Останні червонуваті залишки вихору були поглинуті ВЧП приблизно до середини липня. Останні не червоні залишки «Крихітки — червоної плями» були остаточно поглинуті приблизно у серпні 2008 року. На момент зіткнення Овал BA був відносно недалеко, але помітної ролі в поглинанні «Крихітки — червоної плями» не відігравав.

Грози Редагувати

Блискавки на нічній стороні Юпітера, зображення отримане космічним апаратом Галілео в 1997 році
Грози на південному полюсі Юпітера — JunoCam[en].

Грози на Юпітері нагадують земні. Вони проявляють себе у вигляді яскравих і масивних хмар розмірами приблизно 1000 км, які час від часу з'являються в циклонічних районах поясів, особливо в межах потужних західно-направлених джетів. На відміну від вихорів грози — короткочасне явище, найпотужніша з них може проіснувати декілька місяців, у той час як середня тривалість існування — 3—4 дні. Вважається, що вони — наслідок вологої конвекції в шарах тропосфери Юпітера. Фактично грози є «конвекційними колонами» (пір'ями[en]), які піднімають вологі повітряні маси з глибин все вище й вище, доки вони не ущільняться у хмари. Типова висота грозових хмар Юпітера — 100 км; тобто вони простягаються до рівня тиску близько 5—7 бар, у той час як гіпотетичні водяні хмари починаються на рівні тиску 0,2—0,5 бар.

Грози на Юпітері супроводжуються блискавками. Зображення нічної сторони Юпітера, отримані космічними апаратами Галілео і Кассіні, дозволяють розрізнити регулярні спалахи світла в поясах Юпітера і поблизу західно-направлених джетів, в основному на широтах 51° пн. ш., 56° пд. ш. і 14° пд. ш. Удари блискавки на Юпітері в цілому потужніші ніж на Землі. Однак вони відбуваються набагато рідше і світла вони створюють своїми спалахами приблизно стільки ж, скільки й Земні. Декілька спалахів блискавки було зафіксовано в полярних регіонах Юпітера, що робить Юпітер другою після Землі планетою, на якій можна побачити полярні блискавки.

Кожні 15—17 років на Юпітері починається особливо потужний період грозової активності. Вона, в основному, проявляється на широті 23° пн. ш., де розташований найсильніший східно-направлений джет. Останнього разу таке спостерігалося у червні 2007 року. Цікаво, що дві грози, які відокремлено розташовувалися на довготі 55° у Північному помірному поясі, значно вплинули на пояс. Речовина темного кольору, втрачена грозами, змішалася з хмарністю поясу й змінила його забарвлення. Грози рухалися на швидкості приблизно 170 м/с, навіть трохи швидше самого джета, що непрямо свідчить про існування ще сильніших вітрів у глибинних шарах атмосфери.

Зображення екваторіальних гарячих плям у змінених кольорах

Атмосферні збурення Редагувати

Типова для поясів і зон текстура хмарності часом порушується атмосферними збуреннями (пертурбаціями). Одне з таких особливо стійких і тривалих збурень у Південній тропічній зоні отримало назву «Південної тропічної пертурбації» (STD). Історія спостережень відзначає один з найтриваліших періодів існування STD, коли її можна було чітко розрізняти з 1901 по 1939 рік. Вперше пертурбація була помічена Персі Б. Молесуортом 28 лютого 1901 року. Пертурбація виразилася в частковому затемненні зазвичай яскравої STZ. З того часу декілька подібних пертурбацій спостерігалося у Південній тропічній зоні.

Гарячі плями Редагувати

Одна з найзагадковіших особливостей атмосфери Юпітера — гарячі плями. Це області, де повітряні маси відносно вільні від хмарності, що дозволяє теплу підніматися з глибин, не надто розсіюючись у хмарності. Гарячі плями видно як білі точки в інфрачервоному спектрі на довжині хвилі 5 мкм. Переважно вони розташовані в поясах, однак ланцюжок з таких плям можна спостерігати на північній окраїні екваторіальної зони. Спускний апарат з Галілео пройшов якраз через одну з цих екваторіальних плям. Кожна екваторіальна пляма пов'язана з яскравим «пером» хмар, розташованим на захід від них, яке має розміри до 10 000 км. Попри круглу форму гарячі плями не є вихорами.

Походження гарячих плям незрозуміле. Вони можуть бути низхідними потоками повітряних мас, де повітря адіабатичними процесами нагрівається й висушується, а може це зовнішні прояви так званих «планетарних висотних хвиль», тобто вони викликані глибинними процесами, що відбуваються під атмосферою. Останнє пояснення правдоподібніше, тому що пояснює причини періодичності гарячих екваторіальних плям.

Історія спостережень Редагувати

Послідовність знімків, зроблених Вояджером-1 на підльоті до Юпітера

Ранні астрономи, використовуючи невеликі телескопи й власні очі, вели записи змін в атмосфері Юпітера. Їхня описова термінологія — пояси й зони, коричневі й червоні плями, пір'я, баржі, фестони й полярні сяйва — вживається й досі. Терміни ж типу завихрення, вертикального руху, хмарної висотності увійшли до вжитку пізніше, у XX столітті.

Перші спостереження атмосфери в недосяжній раніше роздільності були виконані космічними апаратами Піонер 10 і 11. Перші справді детальні зображення були отримані космічним апаратом Вояджер Два космічні апарати дозволили розгледіти атмосферу в роздільності аж до деталей 5 км розмірами в різних частинах спектра і навіть дозволили створити своєрідні «підльотні відео» (приклад якого ви можете бачити праворуч) атмосфери в її динаміці та русі. Спускний апарат з Галілео дозволив побачити незрівнянно меншу частину атмосфери Юпітера, але в значно кращій роздільності та значно ширшій частині спектра.

У наш час астрономи отримують відомості про атмосферні зміни на Юпітері в основному завдяки телескопу Габбла. Судячи зі спостережень, звичний порядок атмосфери Юпітера іноді порушується масовими пертурбаціями, але в основному вона на диво стабільна. Вертикальний рух атмосфери Юпітера був значною мірою досліджений завдяки слідовим газам, поміченим наземними телескопами. Спектроскопічні дослідження слідів зіткнення залишків комети Шумейкерів — Леві 9 і атмосфери Юпітера дозволили отримати дані про будову атмосфери Юпітера нижче хмарного шару. Наявність в атмосфері двохатомної сірки (S₂) і дисульфіду вуглецю (CS₂) вперше була зареєстрована на Юпітері, і це перший випадок виявлення S₂ на астрономічному об'єкті взагалі. Разом з тим, було зафіксовано наявність аміаку (NH₃) і сірководню (H₂S), у той час як кисневмісні молекули (типу діоксиду сірки) не були виявлені, що було для астрономів несподіванкою.

Спускний апарат з Галілео, пройшовши аж до рівня тиску 22 бар, передав дані про температуру, вітри, склад, хмари й радіацію. Однак на інших ділянках атмосфери для рівнів нижче 1 бар ці величини є невизначеними.

Подальше вивчення атмосфери Юпітера має здійснюватися космічним апаратом Юнона. Хоча основна мета її досліджень — вивчення магнітного поля та магнітосфери планети, однак на ній встановлено й прилади для вивчення атмосфери:

  • мікрохвильовий радіометр (MWR) для дослідження глибинної циркуляції атмосфери та вимірів кількості аміаку й води;
  • прилади для вивчення полярних сяйв (спектрограф ультрафіолетового випромінювання, Jovian Aurora Distribution Experiment).

Велика червона пляма Редагувати

Фото Юпітера і Великої червоної плями, зроблене бортовою апаратурою Вояджера-1 під час прольоту 1979 року

Перше спостереження ВЧП інколи приписують Роберту Гуку, який описував пляму, помічену ним на Юпітері 1664 року; однак, ймовірно, що пляма Гука була в іншому поясі (Північний екваторіальний пояс проти поточного розташування у Південному екваторіальному). Переконливіший опис давав Джованні Кассіні, який наступного року згадував помічену ним «стійку пляму» на Юпітері. Попри коливання у видимості ВЧП було видно з 1665 по 1713 рік.

Цікаво, що юпітеріанська пляма була зображена на полотні італійського художника Донато Креті 1700 року, яке демонструється у Ватикані. Це частина з серії картин, де на тлі збільшених зображень небесних тіл розвиваються сценки з італійського життя. За створенням картин з метою уточнення спостерігав астроном Еустакіо Манфреді[en]. Креці був першим, хто зобразив ВЧП червоною. До нього ніхто не зображав які-небудь деталі атмосфери Юпітера червоним аж до кінця 19 століття.

Записи про ВЧП знову зустрічаються лише з 1830 року, а насправді добре вона була вивчена лише в 1879 році, коли стала дуже добре розрізнюваною. Між першими спостереженнями й 1830 роком був тривалий 118-річний проміжок. Немає ясного уявлення про те, що трапилося: або розсіялася початкова пляма і сформувалася нова, або вона стала непомітною, або записи спостережень велися невірно. Про це складно робити висновки. У старіших плям, відзначених у спостереженнях, була коротка історія спостережень і набагато повільніший рух, ніж у сучасної, що робить ідентифікацію складною.

25 лютого 1979 року, коли космічний апарат Вояджер-1 пролітав на відстані 9,2 мільйона кілометрів від Юпітера, він передав на Землю перше детальне зображення Великої червоної плями. Вдалося розрізнити деталі розмірами від 160 кілометрів. Барвиста хвиляста хмарність, яку видно на фото західніше — своєрідний кільватер плями, який нею ж проектується, де спостерігається надзвичайно складний і мінливий рух хмар..

Білі овали Редагувати

Білі овали, які згодом злилися в Овал BA. Знімок зроблений космічним апаратом Галілео 1997 року

Білі овали, які згодом сформували Овал BA, вперше були помічені 1939 року. Вони вкривали майже 90 градусів на своїй довготі після їх формування, однак дуже швидко — протягом десятиліття — почали скорочуватися. Їхні розміри стабілізувалися в межах 10 градусів довготи після 1965 року. Хоча спочатку вони були частиною STZ, але поступово пересунулися в Південний помірний пояс, ймовірно створивши своєрідну нішу в STZ. Як і ВЧП, овали були обмежені в русі двома протилежно спрямованими джетами: з півночі джетом, який рухається в східному напрямку, і з півдня джетом, який рухається на захід.

Рух овалів по довготі, судячи з усього, перебував під впливом двох факторів: позиції Юпітера на орбіті (вони рухалися швидше в афелії), а також близькості до ВЧП (вони прискорювалися в межах 50 градусів від ВЧП). Однак з 1940 по 1990 рок була помітна тенденція до сповільнення обертання овалів, їхня початкова швидкість зменшилася приблизно на 50 %.

На момент прольоту «Вояджерів» овали мали розміри близько 9000 км зі сходу на захід, 5000 км з півночі на південь, і оберталися з періодом 5 діб (ВЧП на той час оберталася з періодом 6 діб).

Див. також Редагувати

Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Атмосфера Юпітера

Коментарі Редагувати

  • a  Шкала висот — sh, в даному трактуванні визначається як sh = RT/(Mgj), де R = 8,31 Дж/(моль·K) — універсальна газова стала, M ≈ 0,0023 кг/моль — середня молярна маса в атмосфері Юпітера, T — температура, і gj ≈ 25 м/с² — прискорення вільного падіння на поверхні Юпітера. Оскільки температура змінюється від 110 K в тропопаузі до 1000 K в термосфері, шкала висот може набувати значень від 15 до 150 км.
  • b  Атмосферний зонд, спущений Галілео, не зміг виміряти відносну кількість Оксигену на глибині, тому що концентрація води зростала аж до рівня тиску 22 бар, коли він припинив роботу. Хоча виміряна розповсюдженість Оксигену набагато нижча Сонячних значень, однак спостережуване збільшення концентрації води з глибиною робить цілком вірогідним те, що розповсюдженість Оксигену в глибині атмосфери Юпітера справді перевищує сонячне значення приблизно втричі (як і для інших елементів, важчих гелію).
  • c  Були запропоновані різні пояснення для такої великої кількості Карбону, Оксигену, Азоту й інших елементів. Головне: Юпітер на стадії пізнього приросту отримував велику кількість крижаних планетозималей. Вважається, що леткі речовини (в планетології: речовини з низькою точкою кипіння, які зазвичай входять до планетарної кори і/або атмосфери, наприклад: азот, вода, вуглекислий газ, аміак, водень, метан і т. д.) як і інертні гази були отримані у вигляді газових гідратів у водяному льоді.

Примітки Редагувати

  1. ↑ Guillot, 1999.
  2. ↑ Sieff, 1998.
  3. ↑ Atreya, 2005.
  4. ↑ Ingersoll, 2004, с. 2—5.
  5. ↑ Vasavada, 2005, с. 1942.
  6. ↑ Atreya, 2003.
  7. ↑ Vasavada, 2005, с. 1974.
  8. ↑ Vasavada, 2005, с. 1978—1980.
  9. ↑ Vasavada, 2005, с. 1980—1982.
  10. ↑ Vasavada, 2005, с. 1976.
  11. ↑ Vasavada, 2005, с. 1982, 1985—1987.
  12. ↑ Ingersoll, 2004, с. 13—14.
  13. Yelle, 2004, с. 1.
  14. ↑ Miller, 2005.
  15. ↑ Ingersoll, 2004, с. 5—7.
  16. ↑ Ingersoll, 2004, с. 12.
  17. ↑ Yelle, 2004, с. 15—16.
  18. ↑ Atreya, 1999.
  19. ↑ West, 2004, с. 9—10, 20-23.
  20. ↑ Vasavada, 2005, с. 1937.
  21. ↑ Ingersoll, 2004, с. 8.
  22. ↑ Yelle, 2004, с. 1—12.
  23. Yelle, 2004, с. 22—27.
  24. ↑ Bhardwaj, 2000, с. 299—302.
  25. ↑ Taylor, 2004, с. 59.
  26. McDowell, Jonathan (8 грудня 1995). Jonathan's Space Report, No. 267. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Архів оригіналу за 10 серпня 2011. Процитовано 6 травня 2007. (англ.)
  27. ↑ Encrenaz, 2003.
  28. Kunde, 2004.
  29. Верходанов О. В.; Парийский Ю. Н. Радиогалактики и космология. — М. : ФИЗМАТЛИТ, 2009. — С. 293. — ISBN 978-5-9221-1135-5.(рос.)
  30. ↑ Taylor, 2004, с. 67.
  31. McAnally, 2008, с. 66.
  32. Taylor, 2004, с. 66.
  33. ↑ Strobel, 1983, с. 153.
  34. M — третє тіло, відмінне від вказаних реактантів.
  35. Strobel, 1983, с. 154.
  36. Moses, 2004, с. 139.
  37. Strobel, 1983, с. 158.
  38. Gladstone, 1996, с. 15.
  39. Lebonnois, 2005, с. 488.
  40. ↑ Moses, 2004, с. 141.
  41. McNesby, 1969, с. 597.
  42. ↑ Strobel, 1983, с. 159.
  43. Strobel, 1983, с. 163.
  44. Strobel, 1983, с. 161.
  45. ↑ Strobel, 1983, с. 166.
  46. ↑ Rogers, 1995, с. 81.
  47. ↑ Ingersoll, 2004, с. 5.
  48. Rogers, 1995, с. 85, 91—4.
  49. ↑ Rogers, 1995, с. 101—105.
  50. Rogers, 1995, с. 113—117.
  51. Rogers, 1995, с. 125—130.
  52. ↑ Vasavada, 2005, с. 1987—1989.
  53. Rogers, 1995, с. 133, 145—147.
  54. Rogers, 1995, с. 133.
  55. Beebe, 1997, с. 24.
  56. Nancy Atkinson (2010). Jupiter, It Is A-Changing. Universe Today. Архів оригіналу за 26 березня 2012. Процитовано 24 грудня 2010. (англ.)
  57. Rogers, 1995, с. 159—160.
  58. Rogers, 1995, с. 219—221, 223, 228—229.
  59. Rogers, 1995, с. 235.
  60. Rogers, 2003.
  61. Rogers, 2001.
  62. Ridpath, 1998.
  63. Vasavada, 2005, с. 1942—1974.
  64. ↑ Vasavada, 2005, с. 1943—1945.
  65. ↑ Hiempel, 2005.
  66. Ingersoll, 1969.
  67. ↑ Vasavada, 2005, с. 1947—1958.
  68. Ingersoll, 2004, с. 16—17.
  69. Ingersoll, 2004, с. 14—15.
  70. ↑ Vasavada, 2005, с. 1949.
  71. Vasavada, 2005, с. 1945—1947.
  72. Vasavada, 2005, с. 1962—1966.
  73. Vasavada, 2005, с. 1966.
  74. Busse, 1976.
  75. ↑ Vasavada, 2005, с. 1966—1972.
  76. Vasavada, 2005, с. 1970.
  77. Low, 1966.
  78. Pearl, 1990, с. 12, 26.
  79. Ingersoll, 2004, с. 11, 17—18.
  80. ↑ Vasavada, 2005, с. 1978.
  81. ↑ Vasavada, 2005, с. 1977.
  82. Vasavada, 2005, с. 1975.
  83. Vasavada, 2005, с. 1979.
  84. Harrington, J.D.; Weaver, Donna; Villard, Ray (15 травня 2014). . NASA. Архів оригіналу за 20 січня 2019. Процитовано 16 травня 2014. (англ.)
  85. Staff (2007). Jupiter Data Sheet – SPACE.com. Imaginova. Архів оригіналу за 26 березня 2012. Процитовано 3 червня 2008. (англ.)
  86. The Solar System – The Planet Jupiter – The Great Red Spot. Dept. Physics & Astronomy – University of Tennessee. 10 серпня 2000. Архів оригіналу за 26 березня 2012. Процитовано 3 червня 2008. (англ.)
  87. Smith, 1979, с. 954.
  88. Irwin, 2003, с. 171.
  89. Beatty, 2002.
  90. Britt, Robert Roy (9 березня 2009). Jupiter's Great Red Spot Is Shrinking. Space.com. Архів оригіналу за 26 березня 2012. Процитовано 4 лютого 2009. (англ.)
  91. Rogers, 1995, с. 191.
  92. Rogers, 1995, с. 194—196.
  93. Beebe, 1997, с. 35.
  94. Rogers, 1995, с. 195.
  95. Rogers, John (30 липня 2006). Interim reports on STB (Oval BA passing GRS), STropB, GRS (internal rotation measured), EZ(S. Eq. Disturbance; dramatic darkening; NEB interactions), & NNTB. British Astronomical Association. Архів оригіналу за 26 березня 2012. Процитовано 15 червня 2007. (англ.)
  96. ↑ Fletcher, 2010, с. 306.
  97. Reese, 1966.
  98. Rogers, 1995, с. 192—193.
  99. Stone, 1974.
  100. Rogers, 1995, с. 48, 193.
  101. Rogers, 1995, с. 193.
  102. ↑ Beebe, 1997, с. 38-41.
  103. . NASA.com. 28 листопада 2014. Архів оригіналу за 8 серпня 2016. Процитовано 15 червня 2016. (англ.)
  104. . NASA.com. 11 листопада 2014. Архів оригіналу за 6 липня 2016. Процитовано 15 червня 2016. (англ.)
  105. Phillips, Tony (12 березня 2003). . Science at NASA. Архів оригіналу за 15 червня 2007. Процитовано 20 червня 2007. (англ.)
  106. Hammel, 1995, с. 1740.
  107. ↑ Sanchez-Lavega, 2001.
  108. Rogers, 1995, с. 223.
  109. ↑ Go, 2006.
  110. Phillips, Tony (3 березня 2006). Jupiter's New Red Spot. NASA. Архів оригіналу за 26 березня 2012. Процитовано 16 жовтня 2008. (англ.)
  111. ↑ Phillips, Tony (5 червня 2006). Huge Storms Converge. Science@NASA. Архів оригіналу за 26 березня 2012. Процитовано 8 січня 2007. (англ.)
  112. Michaud, Peter (20 липня 2006). . Gemini Observatory. Архів оригіналу за 7 березня 2016. Процитовано 15 червня 2007. (англ.)
  113. ↑ Diffusion Caused Jupiter's Red Spot Junior To Color Up. ScienceDaily. 26 вересня 2008. Архів оригіналу за 26 березня 2012. Процитовано 16 жовтня 2008. (англ.)
  114. ↑ Fountain, Henry (22 липня 2008 рік). On Jupiter, a Battle of the Red Spots, With the Baby Losing. The New York Times. Архів оригіналу за 26 березня 2012. Процитовано 18 червня 2010. (англ.)
  115. Buckley, M. (20 травня 2008). Storm Winds Blow in Jupiter’s Little Red Spot. Johns Hopkins Applied Physics Laboratory. Архів оригіналу за 26 березня 2012. Процитовано 16 жовтня 2008. 
  116. Steigerwald, Bill (10 жовтня 2006). Jupiter's Little Red Spot Growing Stronger. NASA Goddard Space Center. Архів оригіналу за 26 березня 2012. Процитовано 16 жовтня 2008. 
  117. ↑ Rogers, John H. (8 серпня 2008). The collision of the Little Red Spot and Great Red Spot: Part 2. British Astronomical Association. Архів оригіналу за 26 березня 2012. Процитовано 29 листопада 2008. (англ.)
  118. Shiga, David (22 травня 2008). Third red spot erupts on Jupiter. New Scientist. Архів оригіналу за 26 березня 2012. Процитовано 23 травня 2008. (англ.)
  119. Chang, Kenneth (25 травня 2017). . New York Times. Архів оригіналу за 16 листопада 2018. Процитовано 27 травня 2017. 
  120. ↑ Sanchez-Lavega, 2008, с. 437—438.
  121. ↑ Vasavada, 2005, с. 1983—1985.
  122. Baines, 2007, с. 226.
  123. McKim, 1997.
  124. ↑ Ingersoll, 2004, с. 2.
  125. Noll, 1995, с. 1307.
  126. Rogers, 1995, с. 6.
  127. Rogers, 2008, с. 111—112.
  128. ↑ Rogers, 1995, с. 188.
  129. ↑ Hockey, 1999, с. 40-41.
  130. Smith, 1979, с. 951—972.
  131. ↑ Rogers, 1995, с. 224—5.
  132. Rogers, 1995, с. 226—227.
  133. Rogers, 1995, с. 226.
  134. Rogers, 1995, с. 225.
  135. Beebe, 1997, с. 43.

Джерела Редагувати

  • McAnally, J. W. Jupiter and How to Observe It. London: Springer-Verlag. с. 219. ISBN 978-1-84628-727-5. ISSN 1611-7360. doi:10.1007/978-1-84628-727-5.  (англ.)
  • Taylor, F. W. et al. (2004). The Composition of the Atmosphere of Jupiter. У Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere (Cambridge: Cambridge University Press). с. 732. ISBN 978-0521035453.  (англ.)
  • Moses, J. I. et al. (2004). The Stratosphere of Jupiter. У Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere (Cambridge: Cambridge University Press). с. 732. ISBN 978-0521035453.  (англ.)
  • Strobel, D. F. (1983). Photochemistry of the Reducing Atmospheres of Jupiter, Saturn and Titan. International Reviews in Physical Chemistry 3 (2): 145—176. doi:10.1080/01442358309353342.  (англ.)
  • Lebonnois, S. (2005). Benzene and aerosol production in Titan and Jupiter's atmospheres: a sensitivity study. Planetary and Space Science 53: 486—497. doi:10.1016/j.pss.2004.11.004.  (англ.)
  • Gladstone, G. R.; Allen, M., Yung, Y. L. (1996). Hydrocarbon Photochemistry in the Upper Atmosphere of Jupiter. ICARUS 119: 1—52. doi:10.1006/icar.1996.0001.  (англ.)
  • McNesby, J. R. (1969). The Photochemistry of Jupiter Above 1000 Å. Journal of the Atmospheric Sciences 26. doi:10.1175/1520-0469(1969)026<0594:TPOJA>2.0.CO;2.  (англ.)

Література Редагувати

Ця стаття належить до вибраних статей Української Вікіпедії.
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри
Дата публікації:
Atmosfe ra Yupi tera gazova obolonka yaka otochuye Yupiter Atmosfera Yupitera ye najbilshoyu planetnoyu atmosferoyu v Sonyachnij sistemi Vona ne maye chitkoyi nizhnoyi mezhi i plavno perehodit v okean z ridkogo vodnyu 1 Vidilyayut taki shari atmosferi znizu vgoru troposfera stratosfera termosfera j ekzosfera Kozhen shar maye svij harakternij temperaturnij gradiyent 2 Najnizhchij shar troposfera mistit skladnu sistemu z hmar i tumaniv vklyuchayuchi shari amiaku gidrosulfidu amoniyu en i vodi 3 Verhni amiachni hmari yaki sposterigayutsya na poverhni Yupitera organizovani v chislenni smugi paralelni ekvatoru j obmezheni silnimi zonalnimi atmosfernimi potokami vitrami vidomimi yak dzheti chi strumeni Smugi mayut rizne zabarvlennya temnishi smugi prijnyato nazivati poyasami a svitli zonami Zoni ce oblasti vishidnih potokiv mayut menshu temperaturu nizh poyasi oblasti nizhidnih potokiv 4 Vvazhayetsya sho svoyim svitlim zabarvlennyam zoni zavdyachuyut amiachnomu lodu ale tochno nevidomo sho nadaye poyasam temnishij vidtinok 4 Pohodzhennya strukturi zi smug i dzhetiv takozh dostemenno nevidome Zaproponovano dvi modeli ciyeyi strukturi U poverhnevij modeli vvazhayetsya sho ce poverhnevi yavisha nad stabilnimi vnutrishnimi oblastyami U glibinnij modeli vvazhayetsya sho smugi j dzheti poverhnevi proyavi glibinnoyi cirkulyaciyi yaka protikaye v mantiyi Yupitera sho skladayetsya z molekulyarnogo vodnyu j organizovana u viglyadi sistemi cilindriv 5 Shematichne zobrazhennya hmar Yupitera 2000 rikAtmosfera perevazhno skladayetsya z vodnyu j geliyu Inshi komponenti nayavni u nevelikih kilkostyah metan amiak sirkovoden i voda Voda jmovirno perebuvaye v nizhnih sharah atmosferi yiyi bezposeredno vimiryana koncentraciya duzhe mala Rozpovsyudzhenist vuglecyu azotu sirki ta inertnih gaziv perevishuye pokazniki Soncya priblizno vtrichi 6 V atmosferi Yupitera vidbuvayutsya riznomanitni aktivni yavisha taki yak nestabilnist smug vihori cikloni ta anticikloni buri j bliskavki 7 Vihori viglyadayut yak veliki chervoni bili ta korichnevi plyami ovali Dvi najbilshi plyami Velika chervona plyama VChP 8 i oval BA 9 mayut chervonuvatij vidtinok Ci dvi plyami ta bilshist inshih velikih plyam ye anticiklonami Malenki anticikloni zazvichaj buvayut bilimi Vvazhayetsya sho glibina vihoriv ne perevishuye kilkoh soten kilometriv Roztashovana u pivdennij pivkuli VChP najbilshij z vidomih v Sonyachnij sistemi vihoriv U mezhah cogo vihoru moglo b rozmistitisya dekilka planet rozmirom yak Zemlya i vin isnuye vzhe prinajmni 350 rokiv Oval BA yakij roztashovuyetsya pivdennishe VChP i vtrichi menshij za ostannyu ye chervonoyu plyamoyu sformovanoyu u 2000 mu roci zlittyam troh bilih ovaliv 10 Na Yupiteri postijno viruyut silni buri z grozami Burya rezultat vologoyi konvekciyi v atmosferi pov yazanoyi z viparovuvannyam i kondensaciyeyu vodi Ce dilyanki silnogo vishidnogo ruhu povitrya yakij prizvodit do formuvannya yaskravih i shilnih hmar Buri formuyutsya golovnim chinom v oblastyah poyasiv Rozryadi bliskavok na Yupiteri nabagato silnishi nizh na Zemli odnak yih menshe tomu serednij riven grozovoyi aktivnosti blizkij do zemnogo 11 Zmist 1 Vertikalna struktura 2 Himichnij sklad 3 Fotohimichni procesi 3 1 Voden 3 2 Vuglecevi spoluki 3 3 Amiak ta fosfin 3 4 Kisnevi spoluki 4 Zoni poyasi i vihori 4 1 Osoblivi smugi 5 Dinamika 5 1 Pripoverhnevi modeli 5 2 Glibinni modeli 5 3 Vnutrishnye teplo 6 Okremi atmosferni elementi 6 1 Vihori 6 2 Velika chervona plyama 6 3 Oval BA 6 4 Grozi 6 5 Atmosferni zburennya 6 6 Garyachi plyami 7 Istoriya sposterezhen 7 1 Velika chervona plyama 7 2 Bili ovali 8 Div takozh 9 Komentari 10 Primitki 11 Dzherela 12 LiteraturaVertikalna struktura Redaguvati nbsp Vertikalna struktura atmosferi Yupitera Harakterno sho tisk znizhuyetsya z visotoyu Riven 132 km Ce maksimalna glibina yakoyi dosyag spusknij aparat z Galileo 2 Atmosfera Yupitera podilyayetsya na 4 rivni navedeni v poryadku zbilshennya visoti troposfera stratosfera termosfera j ekzosfera Na vidminu vid atmosferi Zemli atmosfera Yupitera ne maye mezosferi 12 Na Yupiteri nemaye tverdoyi poverhni i najnizhchij riven atmosferi troposfera plavno perehodit u vodnevij okean mantiyi 1 Ce rezultat togo sho temperatura i tisk na comu rivni nabagato vishi kritichnih tochok dlya vodnyu ta geliyu tomu tam ne sposterigayetsya chitkih mezh mizh ridinoyu i gazom Voden staye nadkritichnoyu ridinoyu za tisku priblizno12 bar 1 Oskilki nizhnya mezha atmosferi ne vidoma tochno riven tisku 10 bar na 90 km nizhche tisku 1 bar z temperaturoyu blizko 340 K vvazhayetsya osnovoyu troposferi 2 U naukovij literaturi riven tisku 1 bar zazvichaj vibirayetsya yak nulova tochka dlya visot poverhni Yupitera 1 Yak i na Zemli u verhnogo rivnya atmosferi ekzosferi nemaye chitko viznachenoyi mezhi 13 Gustina yiyi postupovo zmenshuyetsya i ekzosfera plavno perehodit u mizhplanetnij prostir priblizno na visoti 5 000 km vid poverhni 14 Vertikalni variaciyi temperatur v atmosferi Yupitera podibni do zemnih Temperatura troposferi zmenshuyetsya z visotoyu doki ne dosyagaye minimumu yakij nazivayetsya tropopauzoyu 15 Tropopauza ye mezheyu mizh troposferoyu j stratosferoyu Na Yupiteri tropopauza priblizno na 50 km visha vid vidimih hmar abo rivnya 1 bar de tisk i temperatura blizki do 0 1 bar i 110 K 2 16 U stratosferi temperatura pidvishuyetsya priblizno do 200 K pri perehodi v termosferu i za visoti j tisku blizko 320 km i 1 mikrobar 2 U termosferi temperatura prodovzhuye zrostati dosyagayuchi 1000 K priblizno na visoti 1000 km i za tisku 1 nanobar 17 Skladna struktura hmar harakterna dlya troposferi Yupitera 3 Verhni hmari roztashovani na rivni tisku 0 6 0 9 bar skladayutsya z amiachnogo lodu 18 Nizhche hmar z amiachnogo lodu imovirno roztashovuyutsya hmari yaki skladayutsya z gidrosulfidu amoniyu en abo sulfidu amoniyu ru mizh 1 2 bar i vodi 3 7 bar yaka jmovirno nayavna tam 19 20 Ce tochno ne hmari z metanu oskilki temperatura tam zanadto visoka dlya jogo kondensaciyi 3 Vodyani hmari formuyut najshilnishij shar hmar i silno vplivayut na dinamiku atmosferi Ce rezultat visokoyi kondensacijnoyi teploti vodi ta yiyi vishogo vmistu v atmosferi v porivnyanni z amiakom i sirkovodnem kisen zustrichayetsya v prirodi chastishe nizh azot chi sirka 12 Rizni troposferni 200 500 milibar i stratosferni 10 100 milibar shari tumanu roztashovani vishe osnovnogo sharu hmar 19 21 Ostanni skladayutsya zi skondensovanih vazhkih policiklichnih aromatichnih vuglevodniv chi gidrazinu yakij utvoryuyetsya v stratosferi 1 100 mikrobar pid vplivom sonyachnogo ultrafioletovogo viprominyuvannya na metan 3 Kilkist metanu vidnosno molekulyarnogo vodnyu v stratosferi 10 4 14 todi yak vidnoshennya inshih vuglevodniv napriklad etanu j acetilenu do molekulyarnogo vodnyu blizko 10 6 14 Termosfera Yupitera roztashovana na rivni tisku nizhche 1 mikrobar i dlya neyi harakterni taki yavisha yak svitinnya atmosferi polyarne syajvo i rentgenivske viprominyuvannya 22 U mezhah cogo rivnya atmosferi zbilshennya shilnosti elektroniv ta ioniv formuyut ionosferu 14 Prichini perevazhannya v atmosferi visokih temperatur 800 1000 K povnistyu ne poyasneni 17 potochni modeli ne peredbachayut temperaturu vishe 400 K 14 Ce mozhe buti naslidkom adsorbciyi visokoenergetichnoyi sonyachnoyi radiaciyi ultrafioletovoyi chi rentgenivskoyi nagrivannya zaryadzhenih chastinok cherez priskorennya v magnitosferi Yupitera chi rozsiyuvannyam spryamovanih vgoru hvil gravitaciyi 23 U nizkih shirotah i na polyusah termosfera ta ekzosfera ye dzherelami rentgenivskogo viprominyuvannya sho vpershe sposterigalosya she Observatoriyeyu Ejnshtejna ru 1983 roku 24 Energetichni chastinki z magnitosferi Yupitera ye prichinoyu yaskravih avroralnih ovaliv yaki otochuyut polyusi Na vidminu vid zemnih analogiv yaki z yavlyayutsya lishe pid chas magnitnih shtormiv polyarni syajva v atmosferi Yupitera sposterigayutsya postijno 24 Termosfera Yupitera yedine misce za mezhami Zemli de viyavleno triatomnij ion H 14 Cej ion viklikaye silnu emisiyu v serednij infrachervonij chastini spektra na dovzhinah hvil mizh 3 i 5 mikrometrami ta vistupaye v roli golovnogo oholodzhuvacha termosferi 22 Himichnij sklad RedaguvatiVmist elementiv u spivvidnoshenni z Gidrogenomna Yupiteri i Sonci 6 Element Sonce Yupiter SonceHe H 0 0975 0 807 0 02Ne H 1 23 10 4 0 10 0 01Ar H 3 62 10 6 2 5 0 5Kr H 1 61 10 9 2 7 0 5Xe H 1 68 10 10 2 6 0 5C H 3 62 10 4 2 9 0 5N H 1 12 10 4 3 6 0 5 8 bar 3 2 1 4 9 12 bar O H 8 51 10 4 0 033 0 015 12 bar 0 19 0 58 19 bar P H 3 73 10 7 0 82S H 1 62 10 5 2 5 0 15Izotopne vidnoshennya na Yupiteri i Sonci 6 Vidnoshennya Sonce Yupiter13 C 12 C 0 011 0 0108 0 000515 N 14 N lt 2 8 10 3 2 3 0 3 10 3 0 08 2 8 bar 36 Ar 38 Ar 5 77 0 08 5 6 0 2520 Ne 22 Ne 13 81 0 08 13 23 He 4 He 1 5 0 3 10 4 1 66 0 05 10 4D H 3 0 0 17 10 5 2 25 0 35 10 5 Suchasni doslidzhennya himichnogo skladu atmosferi Yupitera rozpochalisya v seredini XIX stolittya iz pochatkom zastosuvannya spektroskopiyi u blizhnij infrachervonij oblasti U 1863 roci Ernest Rezerford zafiksuvav dva nevidomi signali yaki zalishalisya nerozshifrovanimi do 1932 roku koli Rupert Vildt vidnis yih do amiaku i metanu Piznishe spirayuchis na roboti Garolda Dzheffrisa 1923 1924 roki i z oglyadu na prisutnist gidrogenovmisnih rechovin Vildt visunuv pripushennya pro podibnist atmosferi Yupitera do atmosferi Soncya yaka skladayetsya perevazhno z vodnyu 25 Atmosfera Yupitera vivchena znachno krashe vid atmosfer inshih gazovih gigantiv oskilki bezposeredno bula zondovana kosmichnimi aparatami Voyadzher 1 i Voyadzher 2 zapusheni u 1977 roci i spusknim aparatom KA Galileo zapushenim v atmosferu Yupitera 7 grudnya 1995 roku 26 Inshimi dzherelami informaciyi pro sklad atmosferi Yupitera ye sposterezhennya Infrachervonoyi kosmichnoyi observatoriyi en ISO 27 mizhplanetnih zondiv Galileo i Kassini 28 a takozh dani nazemnih sposterezhen 6 Sklad atmosferi Yupitera podibnij do skladu vsiyeyi planeti v cilomu 6 Dva osnovnih komponenti atmosferi Yupitera molekulyarnij voden i gelij 6 Vidnosna kilkist geliyu do molekulyarnogo vodnyu 0 157 0 0036 za kilkistyu molekul Jogo masova chastka 0 234 0 005 nenabagato nizhcha pervinnogo en 29 znachennya po Sonyachnij sistemi 6 Prichina cogo ne do kincya zrozumila ale oskilki gelij vazhchij za voden vin mozhe kondensuvatisya vseredini yadra Yupitera 18 Z oglyadu na znachnu kilkist vodnyu nayavni himichni elementi utvoryuyuchi pevni spoluki perebuvayut u vidnovlenij formi 25 Tak v atmosferi prisutni voda H O metan CH sirkovoden H S amiak NH i fosfin PH 6 a v neznachnih kilkostyah i yihni izotopni analogi CH D CH NH 30 31 Taka vidnosna kilkist danih rechovin u glibokij troposferi nizhche tisku 10 bar oznachaye sho atmosfera Yupitera v 3 4 razi bagatsha vuglecem azotom sirkoyu i mozhlivo kisnem b nizh Sonce c 6 Z pomizh inshih gidridiv buli zafiksovani arsin AsH i german GeH ale tilki u viglyadi slidiv menshe milyardnoyi chastki 6 Ochikuvanim komponentom atmosferi u sposterezhennyah takozh ye silan SiH odnak jogo viyavlennya malojmovirne cherez shvidkij proces peretvorennya na silikatni hmari 32 Kilkist blagorodnih gaziv takih yak argon kripton i ksenon perevishuye yih kilkist na Sonci div tablicyu todi yak neonu vochevid menshe 6 Verhnya atmosfera Yupitera mistit vidnosno mali kilkosti prostih vuglevodniv etanu acetilenu ta yihnih analogiv C H C CH yaki utvoryuyutsya z metanu pid diyeyu sonyachnoyi ultrafioletovoyi radiaciyi j zaryadzhenih chastinok sho potraplyayut z magnitosferi Yupitera 6 Za dopomogoyu spektrometra vstanovlenogo na zondi Voyadzher takozh buli otrimani dani shodo prisutnosti propanu j neznachnih kilkostej propinu ta benzenu u vishih shirotah Na bazi Infrachervonoyi kosmichnoyi observatoriyi u 2000 2001 rokah bulo vidkrito diacetilen ru etilen a takozh prisutnist benzenu v nepolyarnih oblastyah U 2004 roci kosmichnim aparatom Kassini bula zafiksovana prisutnist metil radikalu viyavlenogo ranishe na Saturni ta Neptuni 30 Dioksid vuglecyu monooksid vuglecyu j voda u verhnij chastini atmosferi nayavni jmovirno zavdyaki zitknennyam z atmosferoyu Yupitera komet takih yak kometa Shumejkeriv Levi 9 Voda ne mozhe pribuvati z troposferi tomu sho tropopauza diye yak holodna pastka j efektivno pereshkodzhaye pidnyattyu vodi do rivnya stratosferi div rozdil Vertikalna struktura vishe 6 Nazemni sposterezhennya a takozh sposterezhennya z bortiv kosmichnih aparativ polipshili znannya pro izotopne spivvidnoshennya v atmosferi Yupitera Za danimi na lipen 2003 roku prijnyate znachennya dlya vidnosnoyi kilkosti dejteriyu 2 25 0 35 10 5 6 sho jmovirno ye pervinnim znachennyam dlya protosonyachnoyi tumannosti z yakoyi j sformuvalasya Sonyachna sistema 27 Spivvidnoshennya izotopiv azotu 15 N i 14 N v atmosferi Yupitera stanovit 2 3 10 3 sho na tretinu nizhche nizh v zemnij atmosferi 3 5 10 3 6 Ostannye vidkrittya ye osoblivo suttyevim oskilki u poperednih teoriyah formuvannya Sonyachnoyi sistemi vvazhalosya sho zemni znachennya dlya izotopiv azotu buli pervinnimi 27 Fotohimichni procesi RedaguvatiVoden Redaguvati Viznachalnim reaktantom u fotohimichnih peretvorennyah v atmosferi Yupitera ye atomarnij voden Vin utvoryuyetsya vnaslidok ionizaciyi dvoatomnih molekul yaka vidbuvayetsya za dovzhini hvili viprominyuvannya nizhche 80 4 nm ta yihnoyi nastupnoyi rekombinaciyi Rekombinaciya protikaye z utvorennyam shonajmenshe dvoh atomiv H 33 H2 H2 H3 H H3 e H2 H abo 3HIonizovani atomi geliyu takozh reaguyut z utvorennyam atomarnogo vodnyu He H2 H2 He H H HeVuglecevi spoluki Redaguvati Poglinayuchi sonyachne viprominyuvannya u diapazoni nizhche 145 nm osnovnij vuglecevij komponent atmosferi Yupitera metan disociyuye z utvorennyam karbenovogo CH2 i karbinovogo CH radikaliv 33 CH4 hn 1CH2 H2 singletnij stan CH4 hn 1CH2 2H abo 3CH2 2H singletnij abo tripletnij stan CH4 hn CH H H2U vodnevij atmosferi Yupitera karbenovij radikal 1CH2 vidnovlyuyetsya do metil radikala 1CH2 H2 CH3 HTakozh metil radikal utvoryuyetsya i z CH CH H2 M CH3 M 34 Tripletnij karbenovij radikal reaguye z utvorennyam cilogo ryadu produktiv vklyuchayuchi etilen acetilen j propin 35 3CH2 3CH2 C2H2 2H abo H2 3CH2 CH3 C2H4 H 3CH2 C2H2 M C3H4 M 3CH2 H M CH3 MSintez inshogo C2 vuglevodnyu etanu na Yupiteri zdebilshogo vidbuvayetsya v hodi vzayemodiyi metil radikaliv 36 CH3 CH3 M C2H6 MUtvoreni vuglevodni analogichno do metanu mozhut zaznavati fotolizu C2H2 hn C2H H C2 H2 C2H4 hn C2H2 H2 abo 2H C2H6 hn C2H4 H2 abo 2H C2H6 hn CH4 1CH2Dodatkovim dzherelom vuglecevih chastinok ye procesi sho protikayut pid chas polyarnogo syajva nizhche gomopauzi 37 CH4 H3 CH5 H2 CH5 C2H2 C3H5 H2 CH5 C2H4 C2H5 CH4 C2H5 C2H2 C3H3 CH4 C2H5 C2H2 C4H5 H2 C2H5 C2H5 C4H9 H2U rezultati takih peretvoren utvoryuyetsya ryad nasichenih i nenasichenih spoluk propan butan buten 1 butin 1 2 butadiyen tosho Sintez aromatichnogo benzenu sho zdebilshogo sposterigayetsya u polyarnih oblastyah ne maye chitkoyi modeli Vvazhayetsya vin protikaye cherez stadiyu rekombinaciyi dvoh chastinok C3H3 todi yak inshi proponovani shlyahi zokrema reakciyi C4H5 C2H2 C6H6 H 38 39 C2H2 2C2H2 C6H6ye malojmovirnimi cherez visokij aktivacijnij bar yer 40 Amiak ta fosfin Redaguvati Osnovna nitrogenvmisna skladova atmosferi Yupitera amiak zaznaye fotolizu za dvoma mozhlivimi shlyahami 41 NH3 hn NH2 H ponad 160 nm NH3 hn NH H2 150 160 nm Radikal NH mozhe shvidko vidnovlyuvatisya 42 NH H2 NH2 HCherez visoki energetichni bar yeri reakcij i znachnu stijkist nayavnih na Yupiteri rechovin chastki NH2 perevazhno reaguyut mizh soboyu ta z atomarnim vodnem NH2 NH2 M N2H4 M NH2 H M NH3 MUtvoryuvanij v nizkotemperaturnih umovah Yupitera gidrazin N2H4 sublimuyetsya a jogo reshtki rozkladayutsya vnaslidok fotolizu abo zh atakuyutsya atomami H 42 N2H4 hn N2H3 H N2H4 H N2H3 H2N2H3 mozhe vzayemodiyati z atomami H abo zh zaznavati disproporcionuvannya N2H3 H N2H2 H2 pobichnij produkt NH2 2N2H3 H N2H2 N2H4 pobichni produkti NH3 i H2 Oskilki N2H2 ye nestijkoyu rechovinoyu vin rozkladayetsya N2H2 N2 H2Prikladom vzayemodiyi nitrogenvmisnih chastinok z vuglecevimi ye reakciya mizh NH2 i CH3 radikalami 43 NH2 CH3 M CH3NH2 MUtvoryuvanij metilamin mozhe rozkladatisya do cianovodnyu sho vvazhayetsya odniyeyu iz klyuchovih spoluk u sintezi biogennih rechovin nukleyinovih ta aminokislot CH3NH2 hn HCN H2 2HInshim mozhlivim sposobom sintezu cianovodnyu ye reakciya utvorennya aziridinu C2H5N NH2 C2H3 M C2H5N M C2H5N hn HCN SH3 HOskilki fosfin ta amiak poglinayut vipromiyuvannya v odnakovih oblastyah atmosferi Yupitera fotohimichni procesi za uchasti fosfinu ye analogichnimi 44 PH3 hn PH2 H PH2 PH2 M P2H4 M P2H4 H P2H3 H2 2P2H3 H P2H2 P2H4 P2H2 P2 H2Odnak superechlivoyu ye reakciya utvorennya chastinki PH PH2 PH2 PH P2H3Kisnevi spoluki Redaguvati Vvazhayetsya sho nayavnij na planeti Oksigen maye pozaplanetne pohodzhennya Zgidno iz zaproponovanimi modelyami Oksigen v ionnij formi sho nadhodit zzovni zaznaye vidnovlennya u vodnevij atmosferi 45 O H2 OH H OH H2 H2O H H2O CH4 H3O CH3 H3O e H2O H abo OH H2Prikladom utvorennya karbonilnih spoluk na dumku vchenih ye reakciya okisnennya stratosfernogo metil radikalu 40 CH3 OH H2CO 2HFormaldegid zgodom rozkladayetsya na monooksid vuglecyu kotrij ye perevazhnoyu formoyu Oksigenu v atmosferi todi yak dioksid vuglecyu i voda zaznayut shvidkogo fotolizu SO mozhe brati uchast lishe v jogo okisnenni do CO2 za uchasti gidroksid radikalu hocha u nizhnih sharah stratosferi takij proces ne vidbuvayetsya cherez sublimaciyu vodi i vidsutnist OH radikaliv 45 Zoni poyasi i vihori Redaguvati nbsp Detalna karta pivdennoyi pivkuli Yupitera stvorena zavdyaki fotografiyam Kassini sho prolitav povz Yupiter na shlyahu do Saturna Vidima poverhnya Yupitera podilyayetsya na bagato smug paralelnih ekvatoru Ye dva tipi smug vidnosno svitli zoni j zatemneni poyasi 4 Shiroka ekvatorialna zona EZ prostyagayetsya priblizno mizh shirotami 7 pd sh i 7 pn sh Vishe i nizhche EZ Pivnichnij i Pivdennij ekvatorialni poyasi NEB i SEB sho prostyagayutsya do 18 pn sh i 18 pd sh vidpovidno Dali vid ekvatora lezhat Pivnichna i Pivdenna tropichni zoni NtrZ i STrZ 4 Take cherguvannya poyasiv i zon prodovzhuyetsya do 50 pd sh i pn sh de yih vidimi proyavi stayut mensh pomitnimi 46 Poyasi jmovirno prodovzhuyutsya priblizno do 80 na pivnich abo pivden u napryamku do polyusiv 4 Riznicya v zabarvlenni mizh zonami j poyasami polyagaye u vidminnostyah mizh hmarami Koncentraciya amiaku vishe v zonah sho prizvodit do poyavi shilnishih hmar z amiakovogo lodu na bilshih visotah a ce u svoyu chergu robit zoni svitlishimi 15 Z inshogo boku hmari poyasiv ye tonshimi j roztashovani na menshih visotah 15 Verhnya troposfera holodnisha v zonah i teplisha v poyasah 4 Tochna priroda rechovin yaki roblyat zoni i poyasi Yupitera takimi barvistimi nevidoma ale voni mozhut vklyuchati skladni spoluki sirki fosforu i vuglecyu 4 Poyasi Yupitera mezhuyut iz zonalnimi atmosfernimi potokami vitrami yaki nazivayut dzhetami abo strumenyami Dzheti yaki ruhayutsya v zahidnomu napryamku retrogradnij ruh zazvichaj sposterigayutsya za perehodu iz zon u poyasi yaksho ruhatisya vid ekvatora todi yak dzheti sho ruhayutsya u shidnomu napryamku normalnij ruh zazvichaj sposterigayut za perehodu z poyasiv u zoni 4 Modeli atmosferi Yupitera peredbachayut sho zonalni vitri zmenshuyut svoyu shvidkist u poyasah i zbilshuyut u zonah vid ekvatora do polyusiv Tomu gradiyent vitru v poyasah ciklonichnij a v zonah anticiklonichnij 20 Ekvatorialna zona vinyatok iz pravila v nij sposterigayetsya silnij ruh dzhetiv na shid a lokalnij minimum shvidkosti vitru roztashovuyetsya tochno na ekvatori Shvidkist dzhetiv na Yupiteri duzhe visoka miscyami vona dosyagaye 100 m s 4 Taka shvidkist vidpovidaye hmaram z amiaku roztashovanim u diapazoni tisku 0 7 1 bar Dzheti yaki obertayutsya v tomu zh napryamku sho i Yupiter ye silnishimi vid tih yaki obertayutsya proti retrogradnih 4 Vertikalni rozmiri dzhetiv nevidomi Zonalni vitri zatuhayut na visoti 2 3 shkal visot a nad hmarami U toj zhe chas shvidkist vitru nizhche rivnya hmar zrostaye lishe neznachno j zalishayetsya postijnoyu azh do rivnya tisku 22 bara maksimalnoyi glibini dosyagnutoyi spusknim aparatom Galileo 16 nbsp Zonalna shvidkist vitriv v atmosferi YupiteraPohodzhennya strichkovoyi strukturi hmar Yupitera ne do kincya zrozumile odnak mehanizmi yaki neyu keruyut nagaduyut zemnu komirku Gadli Najprostisha interpretaciya zoni ce miscya atmosfernogo apvelingu a poyasi proyavi daunvelingu en 47 U zonah povitrya pidnimayetsya zbagachuyetsya amiakom rozshiryuyetsya ta oholodzhuyetsya formuyuchi visoki j shilni hmari U poyasah povitrya opuskayetsya j nagrivayetsya adiabatichnimi procesami i bili amiachni hmari viparovuyutsya vidkrivayuchi temnishi hmari yaki roztashovani pid nimi Roztashuvannya j shirina smug na Yupiteri stijki j za period z 1980 h po 2000 i roki ridko zminyuvalisya Odin z prikladiv zmini nevelike zmenshennya shvidkosti potuzhnogo spryamovanogo na shid dzheta mizh pivnichnoyu tropichnoyu zonoyu j pivnichnim pomirnim poyasom na 23 pn sh 5 47 Odnak smugi zminyuyutsya za zabarvlennyam ta intensivnistyu koloriv protyagom trivalogo chasu div nizhche Osoblivi smugi Redaguvati nbsp Shematichne roztashuvannya hmarnih smug Yupitera z svoyimi abreviaturami Veliku chervonu plyamu j oval BA vidno u pivdennih tropichnih zonah i pivdennih pomirnih poyasah vidpovidno Atmosfera Yupitera podilyayetsya na zoni j poyasi i kozhen z nih maye svoyu nazvu ta maye osoblivi harakterni risi Voni pochinayutsya vid pivdennih i pivnichnih polyarnih oblastej yaki prostyagayutsya vid polyusiv priblizno na 40 48 pn pd sh Ci sinyuvato siri oblasti ye zazvichaj neviraznimi 46 Pivnichno pivnichnij pomirnij region ridko demonstruye bilshe primitnih detalej nizh polyarni oblasti cherez zatemnenist bachennya v perspektivi j zagalnu rozkidanist primitnih oblastej Pivnichno pivnichnij pomirnij poyas NNTB ye najpivnichnishim chitko rozriznyuvanim poyasom hocha inodi vin i znikaye Perturbaciyi mayut tendenciyu buti neznachnimi j nedovgimi Pivnichno pivnichna pomirna zona ye pomitnishoyu ale v cilomu taka zh spokijna Inodi v oblasti sposterigayutsya inshi neznachni poyasi ta zoni 48 Pivnichnij pomirnij region roztashovanij na legko dostupnih dlya sposterezhennya iz Zemli shirotah i takim chinom maye dobrij zapis sposterezhen 49 Vin takozh primitnij duzhe silnim normalno spryamovanim dzhetom na planeti yakij formuye pivdennu mezhu pivnichnogo pomirnogo poyasu NTB 49 NTB znikaye priblizno raz na desyatilittya yak ce vidbuvalosya pri proloti oboh Voyadzheriv takim chinom vin na deyakij chas z yednuye Pivnichnu pomirnu zonu NTZ i Pivnichnu Tropichnu zonu NTropZ 49 V inshij chas NTZ ye vidnosno vuzkoyu smuzhkoyu v yakij mozhna vidiliti pivnichnij i pivdennij komponenti 49 Pivnichnij tropichnij region skladayetsya z NTropZ i Pivnichnogo ekvatorialnogo poyasu NEB NTropZ zazvichaj duzhe stijka v zabarvlenni majzhe bud yaki zmini v nij viklikani aktivnistyu pivdennogo dzheta v NTB Yak i NTZ vona inodi podilyayetsya na vuzku smuzhku NTropB U ridkisnih vipadkah u pivdennij chastini NTropZ vinikayut Malenki chervoni plyami Yak vidno z nazvi voni ye pivnichnimi ekvivalentami Velikoyi chervonoyi plyami Na vidminu vid VChP voni mayut tendenciyu vinikati parami j isnuyut nedovgo priblizno rik v serednomu dekilka z nih yak raz isnuvali na moment prolotu Pionera 10 50 NEB odin z najaktivnishih poyasiv planeti Vin harakterizuyetsya nayavnistyu anticikloniv bili ovali i cikloniv korichnevi ovali prichomu anticikloni zazvichaj utvoryuyutsya pivnichnishe Yak i v NTropZ bilshist iz cih primitnih utvoren isnuyut nedovgo Yak i pivdennij ekvatorialnij poyas SEB NEB inodi znikaye j vidrodzhuyetsya Ce vidbuvayetsya priblizno raz na 25 rokiv 51 nbsp Zoni poyasi i vihori na Yupiteri Shiroka ekvatorialna zona vidima v centri otochena dvoma temnimi ekvatorialnimi poyasami SEB i NEB Veliki siruvato sini nepravilnoyi formi garyachi plyami na pivnichnih okolicyah biloyi ekvatorialnoyi zoni zminyuyutsya z chasom oskilki ruhayutsya u shidnomu napryamku cherez planetarnu atmosferu Velika chervona plyama na pivdennij okolici SEB Dekilka shtormiv obertayetsya navkolo ovaliv u pivnichnij pivkuli Malenki duzhe yaskravi oblasti atmosferi mozhlivo grozi yaki shvidko i v dovilnomu poryadku z yavlyayutsya v burhlivih oblastyah Minimalnij rozmir primitnih detalej yaki mozhna rozrizniti na ekvatori blizko 600 kilometriv u poperechniku Cya 14 kadrova animaciya pokazuye priblizno 24 yupiterianskih dni abo blizko 10 zemnih dib Dlya zruchnosti sprijnyattya plin chasu v animaciyi priskoreno u 600 000 raziv Dlya pereglyadu natisnit na zobrazhennya Ekvatorialna zona EZ odna z najstijkishih oblastej planetarnoyi atmosferi Po pivnichnih krayah EZ ruhayutsya na pivdennij zahid z NEB svoyeridni pir ya voni obmezhuyutsya temnimi teplimi v infrachervonomu spektri oblastyami vidomimi yak festoni garyachi plyami 52 Hocha pivdenna mezha EZ zazvichaj statichna sposterezhennya z piznogo XIX stolittya do pochatku XX pokazuyut sho yiyi risunok z togo chasu znachno zminivsya EZ znachno zminyuyetsya za zabarvlennyam vid bilyastogo do vohryanogo abo navit midno chervonogo inodi vseredini neyi vidilyayut ekvatorialnu smugu EB 53 Atmosferni utvorennya j hmarnist v EZ peresuvayutsya na shvidkosti blizko 390 km god vidnosno inshih shirot 54 55 Pivdennij tropichnij region vklyuchaye pivdennij ekvatorialnij poyas SEB i pivdennu tropichnu zonu Ce bezumovno najaktivnishij region planeti v nomu zh roztashovuyetsya najpotuzhnishij retrogradnij dzhet na planeti SEB zazvichaj najshirshij i najtemnishij poyas na Yupiteri odnak vin inodi dilitsya navpil zonoyu SEBZ i maye vlastivist znikati kozhni 3 15 rokiv persh nizh znovu z yavitisya sho nazivayetsya cikl vidrodzhennya SEB Cherez dekilka tizhniv chi misyaciv pislya zniknennya poyasu na jogo misci formuyetsya bila plyama yaka vivergaye material temno korichnevogo koloru kotrij roztyaguyetsya vitrami Yupitera v novij poyas Ostannogo razu poyas znikav u travni 2010 roku 56 Sered inshogo primitnoyu detallyu SEB ye dovgij lancyuzhok iz cikloniv stvoryuvanih Velikoyu chervonoyu plyamoyu Yak i NTropZ STropZ odna z najbilsh pomitnih zon na planeti V nij ne lishe roztashovuyetsya VChP ale inodi v nij mozhna pobachiti j Pivdennu tropichnu perturbaciyu STropD oblast vseredini zoni yaka viriznyayetsya vidnosnoyu stijkistyu i dovgovichnistyu Najdovshij period yiyi isnuvannya z 1901 po 1939 roki 57 Pivdennij pomirnij region abo Pivdennij pomirnij poyas STB ce inshij temnij dobre pomitnij poyas bilshij nizh NTB Do bereznya 2000 roku jogo najpomitnishimi detalyami buli dovgoisnuyuchi ovali BC DE i FA yaki teper ob yednalisya v Oval BA Chervona molodsha Ovali faktichno buli chastinoyu Pivdennoyi pomirnoyi zoni ale voni poshiryuvalis azh do STB chastkovo jogo obmezhuyuchi 4 STB inodi znikav ochevidno cherez skladni vzayemodiyi mizh bilimi ovalami j VChP STZ Pivdenna pomirna zona zona v yakij i zarodzhuyutsya bili ovali duzhe minliva 58 Na Yupiteri chimalo primitnih oblastej atmosferi vazhkodostupnih dlya nazemnih sposterezhen Pivdennij pomirnij region navit vazhche rozrizniti nizh NNTR jogo detali takozh duzhe vazhko rozrizniti bez zastosuvannya velikih nazemnih teleskopiv i kosmichnih aparativ 59 Bagato zon i poyasiv ye timchasovimi j ne zavzhdi pomitni Napriklad Ekvatorialna smuga EB 60 Pivnichna ekvatorialna poyasna zona NEBZ bila zona z poyasom i Pivdenna ekvatorialna poyasna zona SEBZ 61 Smugi inodi dilyatsya riznimi atmosfernimi zburennyami Koli zona chi poyas dilyatsya na chastini yakoyu nebud perturbaciyeyu N chi S dodayutsya dlya togo shob vidiliti pivnichnij chi pivdennij komponent zoni chi poyasu napriklad NEB N i NEB S 62 Dinamika Redaguvati nbsp 2009 rik nbsp 2010 rikFotografiyi Yupitera zrobleni orbitalnim teleskopom Gabbl Cirkulyaciya v atmosferi Yupitera pomitno vidriznyayetsya vid zemnoyi Poverhnya Yupitera ridka tverda poverhnya vidsutnya Tomu konvekciya mozhe vidbuvatisya v bud yakij oblasti zovnishnoyi gazovoyi obolonki Na 2011 rik nemaye vsebichnoyi teoriyi dinamiki atmosferi Yupitera Taka teoriya povinna poyasnyuvati taki fakti isnuvannya vuzkih stijkih smug i potokiv simetrichnih vidnosno ekvatora potuzhnij ekvatorialnij potik iz zahodu na shid u napryamku obertannya planeti riznicyu mizh zonami j poyasami a takozh pohodzhennya i stijkist velikih vihoriv napriklad Velikoyi chervonoyi plyami 63 Nayavni teoriyi mozhna podiliti na 2 klasi pripoverhnevi ta glibinni U pershih vvazhayetsya sho cirkulyaciya yaka sposterigayetsya v atmosferi znachnoyu miroyu obumovlena tonkim zovnishnim pogodnim rivnem atmosferi a vnutrishnya chastina stabilna Drugi postulyuyut sho vidimi potoki ye proyavom procesiv sho vidbuvayutsya u glibokih sharah atmosferi Yupitera 64 Kozhna z teorij maye i silni i slabki storoni tomu bagato planetologiv vvazhayut sho spravzhnya teoriya bude vklyuchati v sebe elementi oboh modelej 65 Pripoverhnevi modeli Redaguvati Pershi sprobi poyasniti dinamiku atmosferi Yupitera nalezhat do 60 h rokiv XX stolittya 64 66 Chastkovo voni bazuvalisya na zemnij meteorologiyi dobre rozroblenij na toj chas Vvazhalosya sho atmosferni potoki na Yupiteri vinikayut cherez turbulentnist yaku v svoyu chergu pidtrimuye vologa konvekciya u zovnishnomu shari atmosferi vishe hmar 67 68 Vologa konvekciya yavishe pov yazane z kondensaciyeyu ta viparovuvannyam vodi Ce odne z osnovnih yavish sho vplivayut na formuvannya zemnoyi pogodi 69 Poyava potokiv u cij modeli pov yazana z shiroko vidomoyu vlastivistyu dvomirnoyi turbulentnosti tak zvanim zvorotnim kaskadom za yakogo mali turbulentni strukturi vihori zlivayutsya j utvoryuyut bilshi vihori 67 Cherez skinchennij rozmir planeti taki strukturi ne mozhut virosti bilshe deyakogo harakternogo masshtabu yakij dlya Yupitera nazivayetsya masshtabom Rajnsa angl Rhines scale Ce pov yazano z vplivom hvil Rosbi Mehanizm takij koli najbilsha turbulentna struktura dosyagaye pevnogo rozmiru energiya pochinaye peretikati u hvili Rosbi a ne v strukturu bilshogo rozmiru i zvorotnij kaskad zupinyayetsya 70 Na kulyastij planeti yaka shvidko obertayetsya dispersijne spivvidnoshennya dlya hvil Rosbi anizotropne tomu masshtab Rajnsa v napryamku paralelej bilshij nizh u napryamku meridianiv 70 U rezultati utvoryuyutsya velikomasshtabni strukturi roztyagnuti paralelno ekvatoru Yihnya meridionalna protyazhnist zdayetsya takoyu zh yak i faktichna shirina potokiv 67 Takim chinom u pripoverhnevih modelyah vihori peredayut energiyu potokam i tomu mayut znikati Hocha ci modeli uspishno poyasnyuyut isnuvannya desyatkiv vuzkih potokiv v nih ye j serjozni nedoliki 67 Najpomitnishij z nih za ridkisnimi vinyatkami maye z yavlyatisya potuzhnij ekvatorialnij potik u napryamku proti obertannya planeti a sposterigayetsya potik za obertannyam Krim togo potoki shilni do nestabilnosti j mozhut chas vid chasu znikati 67 Pripoverhnevi modeli ne poyasnyuyut yakim chinom techiyi sho sposterigayutsya v atmosferi Yupitera porushuyut kriterij stijkosti 71 Krashe opracovani bagatosharovi varianti takih modelej dayut stabilnishu kartinu cirkulyaciyi ale bagato problem zalishayetsya 72 Vodnochas zond Galileo viyaviv sho vitri na Yupiteri prostyagayutsya znachno nizhche rivnya hmar 5 7 bar i nemaye oznak yih zniknennya azh do rivnya 22 bar a otzhe cirkulyaciya atmosferi Yupitera mozhe naspravdi buti glibokoyu 16 Glibinni modeli Redaguvati Persha glibinna model bula zaproponovana Buzi Busse u 1976 roci 73 74 Vona bazuyetsya na vidomij v gidrodinamici teoremi Tejlora Prudmana en yaka polyagaye v nastupnomu u bud yakij barotropnij en idealnij ridini yaka shvidko obertayetsya potoki organizuyutsya v ryad cilindriv paralelnih osi obertannya Umovi teoremi jmovirno zadovolnyayutsya v umovah nadr Yupitera Tomu vodneva mantiya Yupitera cilkom mozhe buti podilena na veliku kilkist cilindriv u kozhnomu z yakih cirkulyaciya nezalezhna 75 Na tih shirotah de zovnishni ta vnutrishni mezhi cilindriv peretinayutsya z vidimoyu poverhneyu planeti utvoryuyutsya potoki a sami cilindri vidno yak zoni j poyasi nbsp Teplove zobrazhennya Yupitera otrimane IRTFGlibinna model legko poyasnyuye spryamovanij za obertannyam planeti dzhet na ekvatori Yupitera Dzheti stijki ta ne pidporyadkovuyutsya dvomirnomu kriteriyu stijkosti 75 Odnak u modeli ye skladnosti vona peredbachaye duzhe neveliku kilkist shirokih dzhetiv Realistichne trivimirne modelyuvannya ye poki nemozhlivim a sprosheni modeli yaki vikoristovuyutsya dlya togo shob pidtverditi glibinnu cirkulyaciyu mozhut ne vrahovuvati vazhlivi aspekti gidrodinamiki Yupitera 75 Odna z modelej opublikovanih 2004 roku dovoli pravdopodibno vidtvorila strumenevo smugovu strukturu atmosferi Yupitera 65 Zgidno z ciyeyu modellyu zovnishnya vodneva mantiya ye tonshoyu nizh v inshih modelyah i maye tovshinu vsogo 10 vid radiusa planeti todi yak u standartnih modelyah Yupitera vona zajmaye 20 30 76 Insha problema procesi yaki mozhut keruvati glibinnoyu cirkulyaciyeyu Mozhlivo glibinni potoki mozhut buti viklikani pripoverhnevimi silami napriklad vologoyu konvekciyeyu abo glibinnoyu konvekciyeyu vsiyeyi planeti yaka vinosit teplo z nadr Yupitera 67 Yakij z cih mehanizmiv vazhlivishij dosi nezrozumilo Vnutrishnye teplo Redaguvati Z 1966 roku vidomo sho Yupiter viprominyuye znachno bilshe tepla nizh otrimuye vid Soncya 77 Vvazhayetsya sho spivvidnoshennya mizh potuzhnistyu viprominyuvannya planeti j tiyeyu sho otrimuyetsya vid Soncya priblizno dorivnyuye 1 67 0 09 Vnutrishnij teplovij potik vid Yupitera stanovit 5 44 0 43 Vt m u toj chas yak zagalna viprominyuvana potuzhnist dorivnyuye 335 26 PVt Ostannya velichina dorivnyuye priblizno odnij milyardnij chastci vid zagalnoyi potuzhnosti viprominyuvanoyi Soncem Cej nadlishok tepla ye v osnovnomu pochatkovim nagrivannyam na stadiyah formuvannya Yupitera odnak chastkovo mozhe buti zumovlenij osidannyam geliyu v yadri planeti 78 Vnutrishnye nagrivannya mozhe buti vazhlivim faktorom dinamiki atmosferi Yupitera U toj chas yak Yupiter maye nevelikij nahil v 3 i jogo polyusi otrimuyut nabagato menshe radiaciyi nizh ekvator temperatura troposferi pomitno ne zminyuyetsya vid ekvatora do polyusiv Odne z poyasnen polyagaye v tomu sho akti vnutrishnoyi konvekciyi podibni do termostata vipuskayuchi poblizu polyusiv bilshe tepla nizh na ekvatori Ce prizvodit do rivnomirnogo rozpodilu temperaturi v troposferi U toj chas yak na Zemli teplo perenositsya vid ekvatora do polyusiv v osnovnomu zavdyaki atmosferi glibinna konvekciya Yupitera vrivnovazhuye jogo Konvekciya vseredini Yupitera v osnovnomu vidbuvayetsya zavdyaki vnutrishnomu teplu 79 Okremi atmosferni elementi Redaguvati nbsp Infrachervonij znimok atmosferi Yupitera zroblenij zondom New Horizons Vihori Redaguvati Atmosfera Yupitera ye ridnim domom dlya soten vihoriv kruglih struktur sho obertayutsya Yih yak i v zemnij atmosferi mozhna podiliti na dva klasi cikloni j anticikloni 7 Pershi obertayutsya v napryamku obertannya planeti proti godinnikovoyi strilki v pivnichnij i za godinnikovoyu strilkoyu u pivdennij pivkuli inshi u zvorotnomu napryamku Odnak na vidminu vid zemnoyi atmosferi v atmosferi Yupitera anticikloni perevazhayut nad ciklonami i ponad 90 vihoriv diametr yakih perevishuye 2000 km anticikloni 80 Termin zhittya vihoriv zminyuyetsya vid kilkoh dniv do stolit zalezhno vid yih rozmiriv Napriklad serednij chas zhittya anticikloniv z diametrami vid 1000 do 6000 km 1 3 roki 81 Vihori nikoli ne sposterigalisya na ekvatori Yupitera v mezhah 10 shiroti de voni nestabilni 10 Yak i na bud yakij planeti yaka shvidko obertayetsya anticikloni Yupitera centri visokogo tisku todi yak cikloni centri nizkogo tisku 52 Anticikloni na Yupiteri zavzhdi obmezheni v zonah de shvidkist vitru zbilshuyetsya v napryamku vid ekvatora do polyusiv 81 Zazvichaj voni yaskravi j proyavlyayutsya yak bili ovali 7 Voni mozhut ruhatisya po dovgoti ale zalishayutsya na tij zhe shiroti cherez te sho nezdatni pokinuti zonu yaka yih porodila 10 Shvidkist vitru na yih periferiyi mozhe dosyagati 100 m s 9 Rizni anticikloni roztashovani v odnij zoni mayut tendenciyu ob yednuvatisya pri zblizhenni odin z odnim 82 Odnak v atmosferi Yupitera sposterigalisya j sposterigayutsya dva anticikloni ne shozhi na inshi Ce Velika chervona plyama VChP 8 i oval BA 9 yakij sformuvavsya 2000 roku Na vidminu vid bilih ovaliv u yih strukturi perevazhaye chervone zabarvlennya jmovirno zavdyaki rechovini chervonuvatogo koloru yaka pidnimayetsya z glibin planeti 8 Na Yupiteri anticikloni zazvichaj formuyutsya shlyahom zlittya menshih struktur vklyuchayuchi konvektivni shtormi div nizhche 81 hocha veliki ovali mozhut z yavlyatisya i z nestabilnih dzhetiv Ostannogo razu take sposterigalosya v 1938 1940 rokah koli dekilka bilih ovaliv buli porodzheni nestabilnistyu v pivdennij pomirnij zoni piznishe voni ob yednalisya j utvorili Oval BA 9 81 Na protivagu anticiklonam cikloni Yupitera kompaktni temni strukturi z nepravilnoyu formoyu Najtemnishi cikloni yaki mayut pravilni obrisi nazivayut korichnevimi ovalami 80 Odnak isnuvannya dekilkoh velikih cikloniv dovgozhiteliv ne ye vinyatkom Na dodatok do kompaktnih cikloniv na Yupiteri mozhna sposterigati dekilka voloknistih obrivkiv nepravilnoyi formi v yakih sposterigayetsya ciklonichne obertannya 7 Odin z nih roztashovuyetsya na zahid vid VChP u pivdennomu ekvatorialnomu poyasi 83 Ci obrivki nazivayut ciklonichnimi regionami CR Cikloni zavzhdi utvoryuyutsya lishe v poyasah i podibno do anticikloniv za zblizhennya voni zlivayutsya 81 Glibinna struktura vihoriv do kincya ne zrozumila Vvazhayetsya sho voni vidnosno tonki oskilki bud yaka tovshina ponad blizko 500 km prizvela b do nestabilnosti Veliki anticikloni ne pidnimayutsya vishe dekilkoh desyatkiv kilometriv vidnosno hmarnosti yaku mozhna sposterigati v atmosferi planeti Odna z gipotez peredbachaye sho vihori ce glibinni konvekcijni pir ya abo konvekcijni koloni Na danij moment vona ne ye velmi populyarnoyu sered planetologiv 10 Velika chervona plyama Redaguvati Dokladnishe Velika chervona plyama nbsp Yupiter Velika chervona plyama zmenshuyetsya v rozmirah 15 travnya 2014 r 84 Velika chervona plyama VChP ce stijkij anticiklonichnij shtorm en roztashovanij na 22 pivdennishe yupiterianskogo ekvatora yakij isnuye vzhe prinajmni 181 rik a mozhlivo i bilshe nizh 346 rokiv 85 86 Cej shtorm dosit velikij shob jogo mozhna bulo sposterigati v nazemni teleskopi nbsp Infrachervone zobrazhennya plyami vishe yake pokazuye jogo teplij centr otrimane nazemnim VLT Zobrazhennya otrimane kosmichnim teleskopom Gabbla nizhche dlya porivnyannya Velika chervona plyama obertayetsya navkolo vlasnoyi osi proti godinnikovoyi strilki z periodom blizko 6 zemnih dib 87 abo 14 yupiterianskih dniv Yiyi priblizni rozmiri zminyuyutsya v diapazoni 24 000 40 000 km iz zahodu na shid i 12 000 14 000 km z pivdnya na pivnich Plyama nastilki velika sho v neyi mozhe vmistitisya tri planeti rozmirom iz Zemlyu Na pochatok 2004 roku Velika chervona plyama stala vdvichi menshoyu nizh stolittya tomu koli vona bula 40 000 km u diametri Za nayavnogo tempu skorochennya plyama mozhe stati krugloyu priblizno do 2040 roku sho vtim ye dosit sumnivnim cherez vikrivlennya yaki vnosyatsya susidnimi dzhetami 88 Skilki she proisnuye VChP i chi ye zmini yaki vidbulisya z neyu rezultatom normalnih dlya neyi kolivan nevidomo 89 Zgidno zi sposterezhennyami vchenih z kalifornijskogo universitetu v Berkli mizh 1996 i 2006 rokom diametr plyami po pozdovzhnij osi zmenshivsya na 15 Ksilar Esej Devis yakij perebuvav v komandi kotra provodila vivchennya vidznachav sho plyama ne znikaye bazuyuchis na vimiryuvannyah shvidkosti oskilki shvidkist ce pridatnishij kriterij dlya sposterezhennya oskilki na hmari yaki berut uchast v utvorenni Chervonoyi plyami takozh znachno vplivayut deyaki inshi yavisha navkolishnoyi atmosferi 90 Infrachervoni sposterezhennya j dani zibrani pid chas cih sposterezhen vzhe davno vkazuyut na te sho VChP holodnisha a otzhe visha vid bilshosti inshih hmar v atmosferi 91 Riven hmar VChP priblizno na 8 km vishe rivnya navkolishnih hmar Krim togo retelni sposterezhennya za detalyami yupiterianskoyi atmosferi dozvolili she 1966 roku vstanoviti sho plyama obertayetsya proti godinnikovoyi strilki Ce bulo pidtverdzheno pershimi pokadrovimi zjomkami zroblenimi z bortu Voyadzheriv pid chas prolotu bilya Yupitera 92 Plyama obmezhena pomirnim shidno napravlenim dzhetom z pivdnya i duzhe potuzhnim zahidno napravlenim dzhetom z pivnochi 93 Hocha vitri bilya okolic plyami dmut zi shvidkistyu 120 m s 432 km god potoki v comu rajoni vidayutsya zastijnimi z nevelikim pritokom chi vidtokom 94 Period obertannya plyami zmenshivsya z chasom mozhlivo ce yakos pov yazano z yiyi stijkim skorochennyam u rozmirah 95 U 2010 roci astronomi proveli sposterezhennya VChP v dalekomu infrachervonomu spektri vid 8 5 do 24 mkm z nedosyazhnim kolis rivnem rozdilnoyi zdatnosti i viyavili sho yiyi centralna najchervonisha chastina ye teplishoyu nizh navkolishnye seredovishe na 3 4 S Taki vidnosno tepli povitryani masi roztashovuyutsya na rivni tisku blizko 200 500 milibar u verhnij troposferi Cya tepla centralna plyama povilno obertayetsya i shvidshe za vse ye naslidkom znizhennya povitryanih mas VChP blizhche do centru 96 nbsp Porivnyannya rozmiriv VChP i ZemliShirota Velikoyi chervonoyi plyami vidnosno stijka protyagom trivalogo terminu sposterezhen zminyuyetsya v mezhah gradusa Odnak yiyi dovgota postijno zminyuyetsya 97 98 Oskilki atmosfera Yupitera obertayetsya neodnoridno na riznih shirotah astronomi stvorili tri riznih sistemi dlya viznachennya dovgoti Sistema II zastosovuvalasya dlya shirot vishe 10 i spochatku bazuvalasya na periodi obertannya Velikoyi chervonoyi plyami navkolo osi Yupitera 9 god 55 hv 42 s 99 100 Nezvazhayuchi na ce z pochatku XIX stolittya plyama obernulasya navkolo planeti v sistemi koordinat II prinajmni 10 raziv Riven drejfu plyami rizko zminivsya za ostanni roki sho jmovirno pov yazano zi zminami v yaskravosti pivdennogo ekvatorialnogo poyasu i nayavnistyu abo vidsutnistyu pivdennoyi tropichnoyi perturbaciyi 101 Sho same nadaye chervonuvatogo vidtinku VChP tochno nevidomo Teoriyi pidtverdzheni laboratornimi doslidami vvazhayut sho cej kolir mozhe buti zumovlenij skladnimi organichnimi molekulami chervonim fosforom abo mozhlivo yakoyu nebud spolukoyu sirki Vidtinok VChP zminyuyetsya v shirokomu diapazoni vid chervonuvato korichnevogo do zhovtuvato chervonogo i navit bilogo Najchervonisha centralna chastina ye teplishoyu nizh navkolishnye seredovishe ce dozvolyaye dosit upevneno stverdzhuvati sho na kolir plyami znachnoyu miroyu vplivayut faktori navkolishnogo seredovisha 96 Plyama inodi znikaye z vidimogo spektra Rozrizniti yiyi pri comu mozhna lishe u tak zvanij Porozhnini chervonoyi plyami yaka ye yiyi nisheyu v pivdennomu ekvatorialnomu poyasi Vidimist VChP ochevidno yakos pov yazana zi zminami v pivdennomu ekvatorialnomu poyasi koli poyas yaskravo bilij plyama temniye a koli poyas temniye vona zazvichaj staye svitlishoyu Periodi potemninnya j posvitlishannya plyami ye neregulyarnimi napriklad plyama bula temnoyu v 1961 1966 1968 1975 1989 1990 i 1992 1993 rokah 102 Analiz danih otrimanih za rezultatami misiyi Kassini provedenij u listopadi 2014 roku pokazav sho chervonij kolir vinikaye jmovirno v rezultati rozpadu prostih himichnih rechovin pid diyeyu sonyachnogo svitla u verhnij atmosferi planeti 103 104 Veliku chervonu plyamu ne slid plutati z Velikoyu temnoyu plyamoyu atmosfernim vihorom yakij sposterigavsya v 2000 roci kosmichnim aparatom Kassini Gyujgens poblizu pivnichnogo polyusa Yupitera 105 Shozhu detal atmosferi na Neptuni takozh nazvali Velikoyu temnoyu plyamoyu Ostannya bula zafiksovana Voyadzherom 2 v 1989 roci i mozhlivo bula svoyeridnim otvorom v atmosferi yakij znik priblizno do 1994 roku odnak podibne utvorennya dosi sposterigayetsya u pivnichnih shirotah Neptuna 106 Oval BA Redaguvati nbsp Oval BA zliva Oval BA nazva chervonuvatogo vihoru v pivdennij pivkuli Yupitera sho nagaduye formoyu Veliku chervonu plyamu ale menshij za rozmirami chasto zgaduyetsya she yak Chervona plyama molodsha abo Mala chervona plyama Vihor roztashovanij u Pivdennomu pomirnomu poyasi Oval BA buv pomichenij 2000 roku pislya zlittya troh nevelikih bilih vihoriv i z togo chasu posilivsya 107 Proces formuvannya troh bilih ovalnih shtormiv yaki piznishe zlilisya v Oval BA mozhna vidstezhiti do 1939 roku koli v Pivdennij pomirnij zoni bulo tri temnih atmosfernih strukturi sho faktichno podilili zonu na tri dovgi sekciyi Elmer Dzh Riz yakij sposterigav Yupiter poznachiv ci tri temni sekciyi yak AB CD i EF Sekciyi rozshiryuvalis skorochuyuchi vidstani mizh nimi vseredini STZ i sformuvalisya u bili ovali FA BC i DE 108 Ovali BC i DE zlilisya 1998 roku utvorivshi Oval BE Piznishe u berezni 2000 BE i FA z yednalisya i utvorili Oval BA 107 div rozdil Bili Ovali nizhche nbsp Formuvannya Ovalu BA z troh bilih ovaliv nbsp Oval BA znizu Velika chervona plyama vgori i Krihitka chervona plyama poseredini v period korotkochasnogo zitknennya u chervni 2008 rokuOval BA pochav postupovo chervoniti 2005 roku 109 Vzhe 24 lyutogo 2006 roku filippinskij astronom amator Kristofer Go pomitiv sho plyama nabula majzhe takogo zh vidtinku yak i VChP 109 U rezultati doktor Toni Filips zaproponuvav nazivati yiyi Maloyu chervonoyu plyamoyu abo Chervonoyu maloyu 110 U kvitni 2006 komanda astronomiv yaka vvazhala sho Oval BA mig bi projti dosit blizko vid VChP v tomu roci sposterigala obidva vihori za dopomogoyu teleskopa Gabbla 111 Shtormi prohodyat nepodalik odin vid odnogo priblizno kozhni 2 roki ale prohodzhennya 2002 i 2004 roku ne privertali do sebe takoyi uvagi Doktor Emi Sajmon Miller z Centru kosmichnih polotiv Goddarda peredbachiv sho vihori budut najblizhche odin do odnogo 4 lipnya 2006 roku 111 20 lipnya obidva vihori buli znyati observatoriyeyu Dzhemini 112 Prichini pochervoninnya Ovalu BA nevidomi Zgidno z doslidzhennyam 2008 roku avtorstva doktora Santyago Peresa Ojosa z Universitetu Krayini Baskiv najimovirnishij mehanizm ye takim vishidna i vnutrishnya difuziya deyakoyi kolorovoyi rechovini abo pariv tumanu gazu yaki piznishe vzayemodiyut z visokoenergetichnimi sonyachnimi fotonami u verhnih sharah Ovalu BA 113 Dehto vvazhaye sho neveliki vihori a otzhe j bili plyami chervoniyut koli vitri nabirayut dostatnoyi sili shob pidnimati roztashovani nizhche gazi yaki potrapivshi na sonyachne svitlo zminyuyut kolir 114 Oval BA staye dedali silnishim zgidno zi sposterezhennyami yaki vikonuvalisya z dopomogoyu teleskopa Gabbla u 2007 roci Shvidkosti vitriv na moment sposterezhennya vzhe stanovili 618 km god a ce porivnyano zi shvidkostyami vitriv u Velikij chervonij plyami j ci vitri nabagato silnishi nizh v odnomu z vihoriv prabatkiv 115 116 Na lipen 2008 roku jogo rozmiri nablizhalisya do diametra Zemli i stanovili priblizno polovinu rozmiru VChP 113 Oval BA ne slid plutati z inshim velikim vihorom poglinutim VChP u 2008 roci Pivdennoyu tropichnoyu maloyu chervonoyu plyamoyu LRS yaku nazvali Krihitka Chervona plyama Nova chervona plyama v NASA 114 117 Novij vihor a do togo bila plyama iz zobrazhen teleskopa Gabbl pochervoniv u travni 2008 roku Sposterezhennya za nim viv Kalifornijskij universitet v Berkli 118 Krihitka chervona plyama zitknulasya z VChP naprikinci chervnya pochatku lipnya 2008 roku i pid chas zitknennya mensha chervona plyama bula rozirvana na shmatki Zalishki vihoru prodovzhuvali kruzhlyati poblizu vid VChP doki ne buli neyu poglinuti Ostanni chervonuvati zalishki vihoru buli poglinuti VChP priblizno do seredini lipnya Ostanni ne chervoni zalishki Krihitki chervonoyi plyami buli ostatochno poglinuti priblizno u serpni 2008 roku 117 Na moment zitknennya Oval BA buv vidnosno nedaleko ale pomitnoyi roli v poglinanni Krihitki chervonoyi plyami ne vidigravav 117 Grozi Redaguvati nbsp Bliskavki na nichnij storoni Yupitera zobrazhennya otrimane kosmichnim aparatom Galileo v 1997 roci nbsp Grozi na pivdennomu polyusi Yupitera JunoCam en 119 Grozi na Yupiteri nagaduyut zemni Voni proyavlyayut sebe u viglyadi yaskravih i masivnih hmar rozmirami priblizno 1000 km yaki chas vid chasu z yavlyayutsya v ciklonichnih rajonah poyasiv osoblivo v mezhah potuzhnih zahidno napravlenih dzhetiv 11 Na vidminu vid vihoriv grozi korotkochasne yavishe najpotuzhnisha z nih mozhe proisnuvati dekilka misyaciv u toj chas yak serednya trivalist isnuvannya 3 4 dni 11 Vvazhayetsya sho voni naslidok vologoyi konvekciyi v sharah troposferi Yupitera Faktichno grozi ye konvekcijnimi kolonami pir yami en yaki pidnimayut vologi povitryani masi z glibin vse vishe j vishe doki voni ne ushilnyatsya u hmari Tipova visota grozovih hmar Yupitera 100 km tobto voni prostyagayutsya do rivnya tisku blizko 5 7 bar u toj chas yak gipotetichni vodyani hmari pochinayutsya na rivni tisku 0 2 0 5 bar 120 Grozi na Yupiteri suprovodzhuyutsya bliskavkami Zobrazhennya nichnoyi storoni Yupitera otrimani kosmichnimi aparatami Galileo i Kassini dozvolyayut rozrizniti regulyarni spalahi svitla v poyasah Yupitera i poblizu zahidno napravlenih dzhetiv v osnovnomu na shirotah 51 pn sh 56 pd sh i 14 pd sh 121 Udari bliskavki na Yupiteri v cilomu potuzhnishi nizh na Zemli Odnak voni vidbuvayutsya nabagato ridshe i svitla voni stvoryuyut svoyimi spalahami priblizno stilki zh skilki j Zemni 121 Dekilka spalahiv bliskavki bulo zafiksovano v polyarnih regionah Yupitera sho robit Yupiter drugoyu pislya Zemli planetoyu na yakij mozhna pobachiti polyarni bliskavki 122 Kozhni 15 17 rokiv na Yupiteri pochinayetsya osoblivo potuzhnij period grozovoyi aktivnosti Vona v osnovnomu proyavlyayetsya na shiroti 23 pn sh de roztashovanij najsilnishij shidno napravlenij dzhet Ostannogo razu take sposterigalosya u chervni 2007 roku 120 Cikavo sho dvi grozi yaki vidokremleno roztashovuvalisya na dovgoti 55 u Pivnichnomu pomirnomu poyasi znachno vplinuli na poyas Rechovina temnogo koloru vtrachena grozami zmishalasya z hmarnistyu poyasu j zminila jogo zabarvlennya Grozi ruhalisya na shvidkosti priblizno 170 m s navit trohi shvidshe samogo dzheta sho nepryamo svidchit pro isnuvannya she silnishih vitriv u glibinnih sharah atmosferi 120 nbsp Zobrazhennya ekvatorialnih garyachih plyam u zminenih kolorahAtmosferni zburennya Redaguvati Tipova dlya poyasiv i zon tekstura hmarnosti chasom porushuyetsya atmosfernimi zburennyami perturbaciyami Odne z takih osoblivo stijkih i trivalih zburen u Pivdennij tropichnij zoni otrimalo nazvu Pivdennoyi tropichnoyi perturbaciyi STD Istoriya sposterezhen vidznachaye odin z najtrivalishih periodiv isnuvannya STD koli yiyi mozhna bulo chitko rozriznyati z 1901 po 1939 rik Vpershe perturbaciya bula pomichena Persi B Molesuortom 28 lyutogo 1901 roku Perturbaciya virazilasya v chastkovomu zatemnenni zazvichaj yaskravoyi STZ Z togo chasu dekilka podibnih perturbacij sposterigalosya u Pivdennij tropichnij zoni 123 Garyachi plyami Redaguvati Odna z najzagadkovishih osoblivostej atmosferi Yupitera garyachi plyami Ce oblasti de povitryani masi vidnosno vilni vid hmarnosti sho dozvolyaye teplu pidnimatisya z glibin ne nadto rozsiyuyuchis u hmarnosti Garyachi plyami vidno yak bili tochki v infrachervonomu spektri na dovzhini hvili 5 mkm 52 Perevazhno voni roztashovani v poyasah odnak lancyuzhok z takih plyam mozhna sposterigati na pivnichnij okrayini ekvatorialnoyi zoni Spusknij aparat z Galileo projshov yakraz cherez odnu z cih ekvatorialnih plyam Kozhna ekvatorialna plyama pov yazana z yaskravim perom hmar roztashovanim na zahid vid nih yake maye rozmiri do 10 000 km 4 Popri kruglu formu garyachi plyami ne ye vihorami 52 Pohodzhennya garyachih plyam nezrozumile Voni mozhut buti nizhidnimi potokami povitryanih mas de povitrya adiabatichnimi procesami nagrivayetsya j visushuyetsya a mozhe ce zovnishni proyavi tak zvanih planetarnih visotnih hvil tobto voni viklikani glibinnimi procesami sho vidbuvayutsya pid atmosferoyu Ostannye poyasnennya pravdopodibnishe tomu sho poyasnyuye prichini periodichnosti garyachih ekvatorialnih plyam 4 52 Istoriya sposterezhen Redaguvati nbsp Poslidovnist znimkiv zroblenih Voyadzherom 1 na pidloti do YupiteraRanni astronomi vikoristovuyuchi neveliki teleskopi j vlasni ochi veli zapisi zmin v atmosferi Yupitera 21 Yihnya opisova terminologiya poyasi j zoni korichnevi j chervoni plyami pir ya barzhi festoni j polyarni syajva vzhivayetsya j dosi 124 Termini zh tipu zavihrennya vertikalnogo ruhu hmarnoyi visotnosti uvijshli do vzhitku piznishe u XX stolitti 21 Pershi sposterezhennya atmosferi v nedosyazhnij ranishe rozdilnosti buli vikonani kosmichnimi aparatami Pioner 10 i 11 Pershi spravdi detalni zobrazhennya buli otrimani kosmichnim aparatom Voyadzher 21 Dva kosmichni aparati dozvolili rozglediti atmosferu v rozdilnosti azh do detalej 5 km rozmirami v riznih chastinah spektra i navit dozvolili stvoriti svoyeridni pidlotni video priklad yakogo vi mozhete bachiti pravoruch atmosferi v yiyi dinamici ta rusi 21 Spusknij aparat z Galileo dozvoliv pobachiti nezrivnyanno menshu chastinu atmosferi Yupitera ale v znachno krashij rozdilnosti ta znachno shirshij chastini spektra 21 U nash chas astronomi otrimuyut vidomosti pro atmosferni zmini na Yupiteri v osnovnomu zavdyaki teleskopu Gabbla Sudyachi zi sposterezhen zvichnij poryadok atmosferi Yupitera inodi porushuyetsya masovimi perturbaciyami ale v osnovnomu vona na divo stabilna 21 Vertikalnij ruh atmosferi Yupitera buv znachnoyu miroyu doslidzhenij zavdyaki slidovim gazam pomichenim nazemnimi teleskopami 21 Spektroskopichni doslidzhennya slidiv zitknennya zalishkiv kometi Shumejkeriv Levi 9 i atmosferi Yupitera dozvolili otrimati dani pro budovu atmosferi Yupitera nizhche hmarnogo sharu Nayavnist v atmosferi dvohatomnoyi sirki S i disulfidu vuglecyu CS vpershe bula zareyestrovana na Yupiteri i ce pershij vipadok viyavlennya S na astronomichnomu ob yekti vzagali Razom z tim bulo zafiksovano nayavnist amiaku NH i sirkovodnyu H S u toj chas yak kisnevmisni molekuli tipu dioksidu sirki ne buli viyavleni sho bulo dlya astronomiv nespodivankoyu 125 Spusknij aparat z Galileo projshovshi azh do rivnya tisku 22 bar peredav dani pro temperaturu vitri sklad hmari j radiaciyu Odnak na inshih dilyankah atmosferi dlya rivniv nizhche 1 bar ci velichini ye neviznachenimi 124 Podalshe vivchennya atmosferi Yupitera maye zdijsnyuvatisya kosmichnim aparatom Yunona Hocha osnovna meta yiyi doslidzhen vivchennya magnitnogo polya ta magnitosferi planeti odnak na nij vstanovleno j priladi dlya vivchennya atmosferi mikrohvilovij radiometr MWR dlya doslidzhennya glibinnoyi cirkulyaciyi atmosferi ta vimiriv kilkosti amiaku j vodi priladi dlya vivchennya polyarnih syajv spektrograf ultrafioletovogo viprominyuvannya Jovian Aurora Distribution Experiment Velika chervona plyama Redaguvati nbsp Foto Yupitera i Velikoyi chervonoyi plyami zroblene bortovoyu aparaturoyu Voyadzhera 1 pid chas prolotu 1979 rokuPershe sposterezhennya VChP inkoli pripisuyut Robertu Guku yakij opisuvav plyamu pomichenu nim na Yupiteri 1664 roku odnak jmovirno sho plyama Guka bula v inshomu poyasi Pivnichnij ekvatorialnij poyas proti potochnogo roztashuvannya u Pivdennomu ekvatorialnomu Perekonlivishij opis davav Dzhovanni Kassini yakij nastupnogo roku zgaduvav pomichenu nim stijku plyamu na Yupiteri 126 Popri kolivannya u vidimosti VChP bulo vidno z 1665 po 1713 rik 127 Cikavo sho yupiterianska plyama bula zobrazhena na polotni italijskogo hudozhnika Donato Kreti 1700 roku yake demonstruyetsya u Vatikani 128 129 Ce chastina z seriyi kartin de na tli zbilshenih zobrazhen nebesnih til rozvivayutsya scenki z italijskogo zhittya Za stvorennyam kartin z metoyu utochnennya sposterigav astronom Eustakio Manfredi en Kreci buv pershim hto zobraziv VChP chervonoyu Do nogo nihto ne zobrazhav yaki nebud detali atmosferi Yupitera chervonim azh do kincya 19 stolittya 129 Zapisi pro VChP znovu zustrichayutsya lishe z 1830 roku a naspravdi dobre vona bula vivchena lishe v 1879 roci koli stala duzhe dobre rozriznyuvanoyu Mizh pershimi sposterezhennyami j 1830 rokom buv trivalij 118 richnij promizhok Nemaye yasnogo uyavlennya pro te sho trapilosya abo rozsiyalasya pochatkova plyama i sformuvalasya nova abo vona stala nepomitnoyu abo zapisi sposterezhen velisya nevirno Pro ce skladno robiti visnovki 102 U starishih plyam vidznachenih u sposterezhennyah bula korotka istoriya sposterezhen i nabagato povilnishij ruh nizh u suchasnoyi sho robit identifikaciyu skladnoyu 128 25 lyutogo 1979 roku koli kosmichnij aparat Voyadzher 1 prolitav na vidstani 9 2 miljona kilometriv vid Yupitera vin peredav na Zemlyu pershe detalne zobrazhennya Velikoyi chervonoyi plyami Vdalosya rozrizniti detali rozmirami vid 160 kilometriv Barvista hvilyasta hmarnist yaku vidno na foto zahidnishe svoyeridnij kilvater plyami yakij neyu zh proektuyetsya de sposterigayetsya nadzvichajno skladnij i minlivij ruh hmar 130 Bili ovali Redaguvati nbsp Bili ovali yaki zgodom zlilisya v Oval BA Znimok zroblenij kosmichnim aparatom Galileo 1997 rokuBili ovali yaki zgodom sformuvali Oval BA vpershe buli pomicheni 1939 roku Voni vkrivali majzhe 90 gradusiv na svoyij dovgoti pislya yih formuvannya odnak duzhe shvidko protyagom desyatilittya pochali skorochuvatisya Yihni rozmiri stabilizuvalisya v mezhah 10 gradusiv dovgoti pislya 1965 roku 131 Hocha spochatku voni buli chastinoyu STZ ale postupovo peresunulisya v Pivdennij pomirnij poyas jmovirno stvorivshi svoyeridnu nishu v STZ 132 Yak i VChP ovali buli obmezheni v rusi dvoma protilezhno spryamovanimi dzhetami z pivnochi dzhetom yakij ruhayetsya v shidnomu napryamku i z pivdnya dzhetom yakij ruhayetsya na zahid 131 Ruh ovaliv po dovgoti sudyachi z usogo perebuvav pid vplivom dvoh faktoriv poziciyi Yupitera na orbiti voni ruhalisya shvidshe v afeliyi a takozh blizkosti do VChP voni priskoryuvalisya v mezhah 50 gradusiv vid VChP 133 Odnak z 1940 po 1990 rok bula pomitna tendenciya do spovilnennya obertannya ovaliv yihnya pochatkova shvidkist zmenshilasya priblizno na 50 134 Na moment prolotu Voyadzheriv ovali mali rozmiri blizko 9000 km zi shodu na zahid 5000 km z pivnochi na pivden i obertalisya z periodom 5 dib VChP na toj chas obertalasya z periodom 6 dib 135 Div takozh RedaguvatiVikishovishe maye multimedijni dani za temoyu Atmosfera YupiteraEkzoplaneta Galileo kosmichnij aparat Yunona kosmichnij aparat Komentari Redaguvatia Shkala visot sh v danomu traktuvanni viznachayetsya yak sh RT Mgj de R 8 31 Dzh mol K universalna gazova stala M 0 0023 kg mol serednya molyarna masa v atmosferi Yupitera 2 T temperatura i gj 25 m s priskorennya vilnogo padinnya na poverhni Yupitera Oskilki temperatura zminyuyetsya vid 110 K v tropopauzi do 1000 K v termosferi 2 shkala visot mozhe nabuvati znachen vid 15 do 150 km b Atmosfernij zond spushenij Galileo ne zmig vimiryati vidnosnu kilkist Oksigenu na glibini tomu sho koncentraciya vodi zrostala azh do rivnya tisku 22 bar koli vin pripiniv robotu Hocha vimiryana rozpovsyudzhenist Oksigenu nabagato nizhcha Sonyachnih znachen odnak sposterezhuvane zbilshennya koncentraciyi vodi z glibinoyu robit cilkom virogidnim te sho rozpovsyudzhenist Oksigenu v glibini atmosferi Yupitera spravdi perevishuye sonyachne znachennya priblizno vtrichi yak i dlya inshih elementiv vazhchih geliyu 6 c Buli zaproponovani rizni poyasnennya dlya takoyi velikoyi kilkosti Karbonu Oksigenu Azotu j inshih elementiv Golovne Yupiter na stadiyi piznogo prirostu otrimuvav veliku kilkist krizhanih planetozimalej Vvazhayetsya sho letki rechovini v planetologiyi rechovini z nizkoyu tochkoyu kipinnya yaki zazvichaj vhodyat do planetarnoyi kori i abo atmosferi napriklad azot voda vuglekislij gaz amiak voden metan i t d yak i inertni gazi buli otrimani u viglyadi gazovih gidrativ u vodyanomu lodi 6 Primitki Redaguvati a b v g Guillot 1999 a b v g d e zh Sieff 1998 a b v g Atreya 2005 a b v g d e zh i k l m n p Ingersoll 2004 s 2 5 a b Vasavada 2005 s 1942 a b v g d e zh i k l m n p r s t u Atreya 2003 a b v g Vasavada 2005 s 1974 a b v Vasavada 2005 s 1978 1980 a b v g Vasavada 2005 s 1980 1982 a b v g Vasavada 2005 s 1976 a b v Vasavada 2005 s 1982 1985 1987 a b Ingersoll 2004 s 13 14 Yelle 2004 s 1 a b v g d e Miller 2005 a b v Ingersoll 2004 s 5 7 a b v Ingersoll 2004 s 12 a b Yelle 2004 s 15 16 a b Atreya 1999 a b West 2004 s 9 10 20 23 a b Vasavada 2005 s 1937 a b v g d e zh i Ingersoll 2004 s 8 a b Yelle 2004 s 1 12 Yelle 2004 s 22 27 a b Bhardwaj 2000 s 299 302 a b Taylor 2004 s 59 McDowell Jonathan 8 grudnya 1995 Jonathan s Space Report No 267 Harvard Smithsonian Center for Astrophysics Arhiv originalu za 10 serpnya 2011 Procitovano 6 travnya 2007 angl a b v Encrenaz 2003 Kunde 2004 Verhodanov O V Parijskij Yu N Radiogalaktiki i kosmologiya M FIZMATLIT 2009 S 293 ISBN 978 5 9221 1135 5 ros a b Taylor 2004 s 67 McAnally 2008 s 66 Taylor 2004 s 66 a b Strobel 1983 s 153 M tretye tilo vidminne vid vkazanih reaktantiv Strobel 1983 s 154 Moses 2004 s 139 Strobel 1983 s 158 Gladstone 1996 s 15 Lebonnois 2005 s 488 a b Moses 2004 s 141 McNesby 1969 s 597 a b Strobel 1983 s 159 Strobel 1983 s 163 Strobel 1983 s 161 a b Strobel 1983 s 166 a b Rogers 1995 s 81 a b Ingersoll 2004 s 5 Rogers 1995 s 85 91 4 a b v g Rogers 1995 s 101 105 Rogers 1995 s 113 117 Rogers 1995 s 125 130 a b v g d Vasavada 2005 s 1987 1989 Rogers 1995 s 133 145 147 Rogers 1995 s 133 Beebe 1997 s 24 Nancy Atkinson 2010 Jupiter It Is A Changing Universe Today Arhiv originalu za 26 bereznya 2012 Procitovano 24 grudnya 2010 angl Rogers 1995 s 159 160 Rogers 1995 s 219 221 223 228 229 Rogers 1995 s 235 Rogers 2003 Rogers 2001 Ridpath 1998 Vasavada 2005 s 1942 1974 a b Vasavada 2005 s 1943 1945 a b Hiempel 2005 Ingersoll 1969 a b v g d e Vasavada 2005 s 1947 1958 Ingersoll 2004 s 16 17 Ingersoll 2004 s 14 15 a b Vasavada 2005 s 1949 Vasavada 2005 s 1945 1947 Vasavada 2005 s 1962 1966 Vasavada 2005 s 1966 Busse 1976 a b v Vasavada 2005 s 1966 1972 Vasavada 2005 s 1970 Low 1966 Pearl 1990 s 12 26 Ingersoll 2004 s 11 17 18 a b Vasavada 2005 s 1978 a b v g d Vasavada 2005 s 1977 Vasavada 2005 s 1975 Vasavada 2005 s 1979 Harrington J D Weaver Donna Villard Ray 15 travnya 2014 Release 14 135 NASA s Hubble Shows Jupiter s Great Red Spot is Smaller than Ever Measured NASA Arhiv originalu za 20 sichnya 2019 Procitovano 16 travnya 2014 angl Staff 2007 Jupiter Data Sheet SPACE com Imaginova Arhiv originalu za 26 bereznya 2012 Procitovano 3 chervnya 2008 angl The Solar System The Planet Jupiter The Great Red Spot Dept Physics amp Astronomy University of Tennessee 10 serpnya 2000 Arhiv originalu za 26 bereznya 2012 Procitovano 3 chervnya 2008 angl Smith 1979 s 954 Irwin 2003 s 171 Beatty 2002 Britt Robert Roy 9 bereznya 2009 Jupiter s Great Red Spot Is Shrinking Space com Arhiv originalu za 26 bereznya 2012 Procitovano 4 lyutogo 2009 angl Rogers 1995 s 191 Rogers 1995 s 194 196 Beebe 1997 s 35 Rogers 1995 s 195 Rogers John 30 lipnya 2006 Interim reports on STB Oval BA passing GRS STropB GRS internal rotation measured EZ S Eq Disturbance dramatic darkening NEB interactions amp NNTB British Astronomical Association Arhiv originalu za 26 bereznya 2012 Procitovano 15 chervnya 2007 angl a b Fletcher 2010 s 306 Reese 1966 Rogers 1995 s 192 193 Stone 1974 Rogers 1995 s 48 193 Rogers 1995 s 193 a b Beebe 1997 s 38 41 Is Jupiter s Great Red Spot a Sunburn NASA com 28 listopada 2014 Arhiv originalu za 8 serpnya 2016 Procitovano 15 chervnya 2016 angl Jupiter s Red Spot is Likely a Sunburn Not a Blush NASA com 11 listopada 2014 Arhiv originalu za 6 lipnya 2016 Procitovano 15 chervnya 2016 angl Phillips Tony 12 bereznya 2003 The Great Dark Spot Science at NASA Arhiv originalu za 15 chervnya 2007 Procitovano 20 chervnya 2007 angl Hammel 1995 s 1740 a b Sanchez Lavega 2001 Rogers 1995 s 223 a b Go 2006 Phillips Tony 3 bereznya 2006 Jupiter s New Red Spot NASA Arhiv originalu za 26 bereznya 2012 Procitovano 16 zhovtnya 2008 angl a b Phillips Tony 5 chervnya 2006 Huge Storms Converge Science NASA Arhiv originalu za 26 bereznya 2012 Procitovano 8 sichnya 2007 angl Michaud Peter 20 lipnya 2006 Gemini Captures Close Encounter of Jupiter s Red Spots Gemini Observatory Arhiv originalu za 7 bereznya 2016 Procitovano 15 chervnya 2007 angl a b Diffusion Caused Jupiter s Red Spot Junior To Color Up ScienceDaily 26 veresnya 2008 Arhiv originalu za 26 bereznya 2012 Procitovano 16 zhovtnya 2008 angl a b Fountain Henry 22 lipnya 2008 rik On Jupiter a Battle of the Red Spots With the Baby Losing The New York Times Arhiv originalu za 26 bereznya 2012 Procitovano 18 chervnya 2010 angl Buckley M 20 travnya 2008 Storm Winds Blow in Jupiter s Little Red Spot Johns Hopkins Applied Physics Laboratory Arhiv originalu za 26 bereznya 2012 Procitovano 16 zhovtnya 2008 Steigerwald Bill 10 zhovtnya 2006 Jupiter s Little Red Spot Growing Stronger NASA Goddard Space Center Arhiv originalu za 26 bereznya 2012 Procitovano 16 zhovtnya 2008 a b v Rogers John H 8 serpnya 2008 The collision of the Little Red Spot and Great Red Spot Part 2 British Astronomical Association Arhiv originalu za 26 bereznya 2012 Procitovano 29 listopada 2008 angl Shiga David 22 travnya 2008 Third red spot erupts on Jupiter New Scientist Arhiv originalu za 26 bereznya 2012 Procitovano 23 travnya 2008 angl Chang Kenneth 25 travnya 2017 NASA s Jupiter Mission Reveals the Brand New and Unexpected New York Times Arhiv originalu za 16 listopada 2018 Procitovano 27 travnya 2017 a b v Sanchez Lavega 2008 s 437 438 a b Vasavada 2005 s 1983 1985 Baines 2007 s 226 McKim 1997 a b Ingersoll 2004 s 2 Noll 1995 s 1307 Rogers 1995 s 6 Rogers 2008 s 111 112 a b Rogers 1995 s 188 a b Hockey 1999 s 40 41 Smith 1979 s 951 972 a b Rogers 1995 s 224 5 Rogers 1995 s 226 227 Rogers 1995 s 226 Rogers 1995 s 225 Beebe 1997 s 43 Dzherela RedaguvatiAtreya S K Wong M H Owen T C et al 1999 A comparison of the atmospheres of Jupiter and Saturn deep atmospheric composition cloud structure vertical mixing and origin Planetary and Space Science 47 10 11 1243 1262 Bibcode 1999P amp SS 47 1243A doi 10 1016 S0032 0633 99 00047 1 angl Atreya S K Mahaffy P R Niemann H B et al 2003 Composition and origin of the atmosphere of Jupiter an update and implications for the extrasolar giant planets Planetary and Space Science 51 2 105 112 Bibcode 2003P amp SS 51 105A doi 10 1016 S0032 0633 02 00144 7 angl Atreya S K Wong A S Baines K H et al 2005 Jupiter s ammonia clouds localized or ubiquitous Planetary and Space Science 53 5 498 507 Bibcode 2005P amp SS 53 498A doi 10 1016 j pss 2004 04 002 Arhiv originalu za 27 sichnya 2012 Procitovano 21 kvitnya 2016 angl Guillot T 1999 A comparison of the interiors of Jupiter and Saturn Planetary and Space Science 47 10 11 1183 1200 Bibcode 1999P amp SS 47 1183G arXiv astro ph 9907402 doi 10 1016 S0032 0633 99 00043 4 angl Ingersoll A P Dowling T E Gierasch P J et al 2004 Dynamics of Jupiter s Atmosphere U Bagenal F Dowling T E McKinnon W B Jupiter The Planet Satellites and Magnetosphere Cambridge Cambridge University Press ISBN 0 521 81808 7 Arhiv originalu za 14 travnya 2011 https web archive org web 20110514221437 http www lpl arizona edu showman publications ingersolletal 2004 pdf Procitovano 21 kvitnya 2016 angl Seiff A Kirk D B Knight T C D et al 1998 Thermal structure of Jupiter s atmosphere near the edge of a 5 mm hot spot in the north equatorial belt Journal of Geophysical Research 103 E10 22857 22889 Bibcode 1998JGR 10322857S doi 10 1029 98JE01766 angl Vasavada A R Showman A 2005 Jovian atmospheric dynamics An update after Galileo and Cassini Reports on Progress in Physics 68 8 1935 1996 Bibcode 2005RPPh 68 1935V doi 10 1088 0034 4885 68 8 R06 angl Yelle R V Miller S 2004 Jupiter s Thermosphere and Ionosphere U Bagenal F Dowling T E McKinnon W B Jupiter The Planet Satellites and Magnetosphere Cambridge Cambridge University Press Arhiv originalu za 4 bereznya 2009 https web archive org web 20090304203905 http www lpl arizona edu yelle eprints Yelle04c pdf Procitovano 21 kvitnya 2016 angl Miller S Aylword A Milliword G 2005 Giant Planet Ionospheres and Thermospheres the Importance of Ion Neutral Coupling Space Science Reviews 116 1 2 319 343 Bibcode 2005SSRv 116 319M doi 10 1007 s11214 005 1960 4 angl West R A Baines K H Friedson A J et al 2004 Jovian Clouds and Haze pdf U Bagenal F Dowling T E McKinnon W B Jupiter The Planet Satellites and Magnetosphere Cambridge Cambridge University Press Arhiv originalu za 23 serpnya 2014 Procitovano 21 kvitnya 2016 angl Bhardwaj A Gladstone G R 2000 Auroral emissions of the giant planets Reviews of Geophysics 38 3 295 353 Bibcode 2000RvGeo 38 295B doi 10 1029 1998RG000046 Arhiv originalu za 28 chervnya 2011 Procitovano 21 kvitnya 2016 angl Therese Encrenaz ISO observations of the giant planets and Titan what have we learnt Planetary and Space Science 2003 Vol 51 iss 2 P 89 103 DOI 10 1016 S0032 0633 02 00145 9 angl Kunde V G Flasar F M Jennings D E et al 2004 Jupiter s Atmospheric Composition from the Cassini Thermal Infrared Spectroscopy Experiment Science 305 5690 1582 1586 Bibcode 2004Sci 305 1582K PMID 15319491 doi 10 1126 science 1100240 angl Rogers J H 1995 The Giant Planet Jupiter Cambridge Cambridge University Press ISBN 0 521 41008 8 OCLC 219591510 angl Beebe R 1997 Jupiter the Giant Planet vid 2nd Washington Smithsonian Books ISBN 1 56098 685 9 OCLC 224014042 angl Rogers J H 2003 Jupiter in 1999 2000 II Infrared wavelengths Journal of the British Astronomical Association 113 3 136 140 Bibcode 2003JBAA 113 136R Arhiv originalu za 4 bereznya 2009 Procitovano 21 kvitnya 2016 angl Rogers J H Metig H J 2001 Jupiter in 1998 99 Journal of the British Astronomical Association 111 6 321 332 Bibcode 2001JBAA 111 321R Arhiv originalu za 4 bereznya 2009 Procitovano 21 kvitnya 2016 angl Ridpath I 1998 Norton s Star Atlas and Reference Handbook vid 19th Harlow Addison Wesley Longman s 107 ISBN 0 582 35655 5 angl Heimpel M Aurnou J Wicht J 2005 Simulation of equatorial and high latitude jets on Jupiter in a deep convection model pdf Nature 438 7065 193 196 Bibcode 2005Natur 438 193H PMID 16281029 doi 10 1038 nature04208 Arhiv originalu za 28 chervnya 2011 Procitovano 21 kvitnya 2016 angl Ingersoll A P Cuzzi J N 1969 Dynamics of Jupiter s cloud bands Journal of the Atmospheric Sciences 26 5 981 985 Bibcode 1969JAtS 26 981I doi 10 1175 1520 0469 1969 026 lt 0981 DOJCB gt 2 0 CO 2 angl Busse F H 1976 A simple model of convection in the Jovian atmosphere Icarus 29 2 255 260 Bibcode 1976Icar 29 255B doi 10 1016 0019 1035 76 90053 1 angl Low F J 1966 Observations of Venus Jupiter and Saturn at l20 m Astronomical Journal 71 391 Bibcode 1966AJ 71R 391L doi 10 1086 110110 angl J C Pearl B J Conrath R A Hanel J A Pirraglia i A Coustenis The albedo effective temperature and energy balance of Uranus as determined from Voyager IRIS data Icarus 1990 Vol 84 iss 1 P 12 28 DOI 10 1016 0019 1035 90 90155 3 angl Smith B A Soderblom L A Johnson T V et al 1979 The Jupiter system through the eyes of Voyager 1 Science 204 4396 951 957 960 972 Bibcode 1979Sci 204 951S PMID 17800430 doi 10 1126 science 204 4396 951 angl Irwin P 2003 Giant Planets of Our Solar System Atmospheres Composition and Structure Springer and Praxis ISBN 978 3 540 00681 7 angl Beatty J K 2002 Jupiter s Shrinking Red Spot Sky and Telescope 103 4 24 Arhiv originalu za 27 travnya 2011 Procitovano 21 kvitnya 2016 angl Fletcher Leigh N Orton G S Mousis et al O Yanamandra Fisher P Parrish P D Irwin P G J Fisher B M Vanzi L ta in 2010 Thermal structure and composition of Jupiter s Great Red Spot from high resolution thermal imaging pdf Icarus 208 1 306 328 Bibcode 2010Icar 208 306F doi 10 1016 j icarus 2010 01 005 Arhiv originalu za 11 sichnya 2017 Procitovano 21 kvitnya 2016 rekomenduyetsya displayauthors dovidka angl Reese E J Solberg H G 1966 Recent measures of the latitude and longitude of Jupiter s red spot Icarus 5 1 6 266 273 Bibcode 1966Icar 5 266R doi 10 1016 0019 1035 66 90036 4 angl Stone P H 1974 On Jupiter s Rate of Rotation pdf Journal of Atmospheric Sciences 31 5 1471 1472 Bibcode 1974JAtS 31 1471S doi 10 1175 1520 0469 1974 031 lt 1471 OJROR gt 2 0 CO 2 angl Hammel H B Lockwood G W Mills J R Barnet C D 1995 Hubble Space Telescope Imaging of Neptune s Cloud Structure in 1994 Science 268 5218 1740 1742 Bibcode 1995Sci 268 1740H PMID 17834994 doi 10 1126 science 268 5218 1740 angl Sanchez Lavega A Orton G S Morales R et al 2001 The Merger of Two Giant Anticyclones in the Atmosphere of Jupiter Icarus 149 2 491 495 Bibcode 2001Icar 149 491S doi 10 1006 icar 2000 6548 angl Go C Y de Pater I Wong M et al 2006 Evolution Of The Oval Ba During 2004 2005 Bulletin of the American Astronomical Society 38 495 Bibcode 2006DPS 38 1102G angl Sanchez Lavega A Orton G S Hueso S et al 2008 Depth of the strong Jovian jet from a planetary scale disturbance driven by storms Nature 451 7177 437 440 Bibcode 2008Natur 451 437S PMID 18216848 doi 10 1038 nature06533 angl Baines K H Simon Miller A A Orton G S et al 2007 Polar Lightning and Decadal Scale Cloud Variability on Jupiter Science 318 5848 226 229 Bibcode 2007Sci 318 226B PMID 17932285 doi 10 1126 science 1147912 angl McKim R J 1997 P B Molesworth s discovery of the great South Tropical Disturbance on Jupiter 1901 Journal of the British Astronomical Association 107 5 239 245 Bibcode 1997JBAA 107 239M angl Noll K S McGrath M A Weaver H A Yelle R V Trafton L M Atreya S K Caldwell J J Barnet C Edgington S 1995 HST Spectroscopic Observations of Jupiter Following the Impact of Comet Shoemaker Levy 9 Science 267 5202 1307 1313 Bibcode 1995Sci 267 1307N PMID 7871428 doi 10 1126 science 7871428 Arhiv originalu za 5 grudnya 2008 Procitovano 21 kvitnya 2016 angl Rogers J H 2008 The accelerating circulation of Jupiter s Great Red Spot Journal of the British Astronomical Association 118 1 14 20 Bibcode 2008JBAA 118 14R Arhiv originalu za 4 bereznya 2009 Procitovano 21 kvitnya 2016 angl Hockey T 1999 Galileo s Planet Observing Jupiter Before Photography Bristol Philadelphia Institute of Physics Publishing ISBN 0 7503 0448 0 OCLC 39733730 angl McAnally J W Jupiter and How to Observe It London Springer Verlag s 219 ISBN 978 1 84628 727 5 ISSN 1611 7360 doi 10 1007 978 1 84628 727 5 angl Taylor F W et al 2004 The Composition of the Atmosphere of Jupiter U Bagenal F Dowling T E McKinnon W B Jupiter The Planet Satellites and Magnetosphere Cambridge Cambridge University Press s 732 ISBN 978 0521035453 angl Moses J I et al 2004 The Stratosphere of Jupiter U Bagenal F Dowling T E McKinnon W B Jupiter The Planet Satellites and Magnetosphere Cambridge Cambridge University Press s 732 ISBN 978 0521035453 angl Strobel D F 1983 Photochemistry of the Reducing Atmospheres of Jupiter Saturn and Titan International Reviews in Physical Chemistry 3 2 145 176 doi 10 1080 01442358309353342 angl Lebonnois S 2005 Benzene and aerosol production in Titan and Jupiter s atmospheres a sensitivity study Planetary and Space Science 53 486 497 doi 10 1016 j pss 2004 11 004 angl Gladstone G R Allen M Yung Y L 1996 Hydrocarbon Photochemistry in the Upper Atmosphere of Jupiter ICARUS 119 1 52 doi 10 1006 icar 1996 0001 angl McNesby J R 1969 The Photochemistry of Jupiter Above 1000 A Journal of the Atmospheric Sciences 26 doi 10 1175 1520 0469 1969 026 lt 0594 TPOJA gt 2 0 CO 2 angl Literatura RedaguvatiBeatty Kelly J Peterson Carolyn Collins Chaikin Andrew eds red 1999 The New Solar System vid 4th Massachusetts Sky Publishing Corporation ISBN 0 933346 86 7 OCLC 39464951 angl Peek Bertrand M 1981 The Planet Jupiter The Observer s Handbook vid Revised London Faber and Faber Limited ISBN 0 571 18026 4 OCLC 8318939 angl Yang Sarah 21 kvitnya 2004 Researcher predicts global climate change on Jupiter as giant planet s spots disappear UC Berkeley News Arhiv originalu za 9 chervnya 2007 Procitovano 14 chervnya 2007 angl Youssef Ashraf Marcus Philip S 2003 The dynamics of jovian white ovals from formation to merger Icarus 162 1 74 93 Bibcode 2003Icar 162 74Y doi 10 1016 S0019 1035 02 00060 X angl Williams Gareth P 1975 Jupiter s atmospheric circulation Nature 257 5529 778 Bibcode 1975Natur 257 778W doi 10 1038 257778a0 Arhiv originalu za 4 bereznya 2016 Procitovano 21 kvitnya 2016 angl Williams Gareth P 1978 Planetary Circulations 1 Barotropic representation of Jovian and terrestrial turbulence Journal of the Atmospheric Sciences 35 8 1399 1426 Bibcode 1978JAtS 35 1399W doi 10 1175 1520 0469 1978 035 lt 1399 PCBROJ gt 2 0 CO 2 Arhiv originalu za 3 bereznya 2016 Procitovano 21 kvitnya 2016 angl Williams Gareth P 1985 Jovian and comparative atmospheric modeling Advances in Geophysics 28A 381 429 Bibcode 1985AdGeo 28 381W Arhiv originalu za 3 bereznya 2016 Procitovano 21 kvitnya 2016 angl Williams Gareth P 1997 Planetary vortices and Jupiter s vertical structure Journal of Geophysical Research 102 E4 9303 9308 Bibcode 1997JGR 102 9303W doi 10 1029 97JE00520 Arhiv originalu za 4 bereznya 2016 Procitovano 21 kvitnya 2016 angl Williams Gareth P 1996 Jovian Dynamics Part I Vortex stability structure and genesis Journal of the Atmospheric Sciences 53 18 2685 2734 Bibcode 1996JAtS 53 2685W doi 10 1175 1520 0469 1996 053 lt 2685 JDPVSS gt 2 0 CO 2 Arhiv originalu za 3 bereznya 2016 Procitovano 21 kvitnya 2016 angl Williams Gareth P 2002 Jovian Dynamics Part II The genesis and equilibration of vortex sets Journal of the Atmospheric Sciences 59 8 1356 1370 Bibcode 2002JAtS 59 1356W doi 10 1175 1520 0469 2002 059 lt 1356 JDPITG gt 2 0 CO 2 Arhiv originalu za 4 bereznya 2016 Procitovano 21 kvitnya 2016 angl Williams Gareth P 2003 Jovian Dynamics Part III Multiple migrating and equatorial jets Journal of the Atmospheric Sciences 60 10 1270 1296 Bibcode 2003JAtS 60 1270W doi 10 1175 1520 0469 2003 60 lt 1270 JDPIMM gt 2 0 CO 2 Arhiv originalu za 3 bereznya 2016 Procitovano 21 kvitnya 2016 angl Williams Gareth P 2003 Super Circulations Bulletin of the American Meteorological Society 84 9 1190 Arhiv originalu za 4 bereznya 2016 Procitovano 21 kvitnya 2016 angl Williams Gareth P 2003 Barotropic instability and equatorial superrotation Journal of the Atmospheric Sciences 60 17 2136 2152 Bibcode 2003JAtS 60 2136W doi 10 1175 1520 0469 2003 060 lt 2136 BIAES gt 2 0 CO 2 Arhiv originalu za 3 bereznya 2016 Procitovano 21 kvitnya 2016 angl Williams Gareth P 2003 Jet sets Journal of the Meteorological Society of Japan 81 3 439 476 doi 10 2151 jmsj 81 439 Arhiv originalu za 3 bereznya 2016 Procitovano 21 kvitnya 2016 angl Williams Gareth P 2006 Equatorial Superrotation and Barotropic Instability Static Stability Variants Journal of the Atmospheric Sciences 63 5 1548 1557 Bibcode 2006JAtS 63 1548W doi 10 1175 JAS3711 1 Arhiv originalu za 3 bereznya 2016 Procitovano 21 kvitnya 2016 angl Cya stattya nalezhit do vibranih statej Ukrayinskoyi Vikipediyi Otrimano z https uk wikipedia org w index php title Atmosfera Yupitera amp oldid 40474408