Выбор 

Планета юпитер краткое описание.  Атмосфера и внутреннее строение Юпитера. Магнитное поле и кольца на Юпитере Юпитер наличие атмосферы её состав

> > > Атмосфера Юпитера

Состав атмосферы Юпитера – газового гиганта Солнечной системы. Описание структуры, строения атмосферы, Большое Красное Пятно, фото, плотность, давление.

На самом деле, глупо определять наличие атмосферы Юпитера, потому что это и есть вся планета, так как у него отсутствует твердая кора. Это сплошная водородная и гелиевая масса с примесями других газов и воздуха. Давайте посмотрим, как выглядит атмосфера Юпитера и какими химическими элементами представлена.

Атмосферный состав Юпитера

Перед вами огромное скопление водорода (90%). Оставшиеся 10% – гелий, а также небольшое количество метана, аммиака, серы и паров воды. Атмосферная структура Юпитера представлена на фото.

Если продвигаться от внешних слоев к внутренним, то ощущается рост температуры и давления. Именно поэтому газы делятся на слои. В глубине, водород трансформируется из газа в жидкость, а также может стать металлическим.

Атмосферные слоя Юпитера

Ученые подсчитали, что на атмосферной поверхности давление равняется одному бару, что соответствует ситуации на земной поверхности. Дальше идет тропосфера (50 км). Она представлена аммиаком, гидросульфидом аммония и водой, образующими привлекательные и заметные красные и белые линии. Белые (более холодные) называют зонами (газ поднимается), а красные – поясами (газы падают).

Чаще всего эти области разделены ветровыми потоками, но иногда замерзшие облачные структуры накладываются на красные полосы и затмевают их на определенный срок. Ученым даже удалось зафиксировать периодическое стирание южной полосы, а вот северная не меняется. На динамику влияют также плотные водяные облака. Если подняться выше, то ощущается резкое падение температуры: от -160°C до -100°C.

Дальше идет стратосфера (320 км), содержащая углеводородные дымки. Здесь температура может держаться на -100°C. Стратосфера напоминает тропосферу, так как нагревается от солнечных лучей и внутреннего тепла планеты. Чем выше температура, тем больше скорость движения. Слой заканчивается на точке, где давление превышает земное в тысячу раз.

Выше нее расположена термосфера (1000 км над поверхностью) с температурой в 725°C. Именно здесь на полюсах и происходят полярные сияния. Кроме того, термосфера способна создавать слабое свечение, которое не позволяет ночному небу полностью погрузиться во мрак. Слой нагревается частичками из магнитосферы, а также Солнцем.

На самой верхушке находится экзосфера, в которой частички газа распространяются в комическое пространство. У нее нет четкого разделения.

Большое Красное Пятно в атмосфере Юпитера

Благодаря красным и белым полосам, Юпитер поражает своей красотой. Выдающейся особенностью выступает Большое Красное Пятно. Его обнаружили еще в 1600-х годах. Она представляет собою сильнейшую бурю, расположенную в южной стороне от экваториальной линии. Эти ураганы можно заметить в телескопы.

На вращение у циклона уходит 6 дней. Он настолько огромен, что туда легко поместится две Земли. Правда, последние исследования говорят, что он может сокращаться.

Так как Большое Красное Пятно холоднее, чем полоса, то должно находиться выше в атмосфере планеты Юпитер. Пока нет точных данных о причине появления красного света.

Пройдя треть пути к планете, водород становится металлическим, из-за чего вырабатываются электрические заряды. Это и помогает контролировать сильное магнитное поле. Юпитер крайне быстро вращается вокруг оси (раз в 9.9 часов), поэтому без труда подпитывает поле электричеством.

Магнитное поле Юпитера в 20 раз превосходит земное. Более того, радиолюбители могут услышать электромагнитные бури. Порой эти сигналы даже сильнее солнечных.


В отличие от Земли, атмосфера Юпитера не имеет мезосферы. На Юпитере нет твёрдой поверхности, и самый нижний уровень атмосферы - тропосфера - плавно переходит в водородный океан мантии. Чётких границ между жидкостью и газом не наблюдается, потому что температура и давление на этом уровне много выше критических точек для водорода и гелия. Водород становится сверхкритической жидкостью примерно при давлении в 12 бар.

Тропосфера - включает в себя сложную систему из облаков и туманов, со слоями аммиака, гидросульфида аммония и воды. Верхние аммиачные облака, наблюдаемые на «поверхности» Юпитера, организованы в многочисленные полосы, параллельные экватору, и ограниченные сильными зональными атмосферными потоками (ветрами), известными как «струи». Полосы имеют различную окраску: более тёмные полосы принято называть «поясами», а светлые - «зонами». Зоны - это области восходящих потоков, имеющих меньшую температуру нежели пояса - области нисходящих потоков.
Происхождение структуры из полос и струй достоверно неизвестно, предложено две модели этой структуры. В поверхностной модели предполагается, что это поверхностные явления над стабильными внутренними областями. В глубинной модели предполагается, что полосы и струи - поверхностные проявления глубинной циркуляции, протекающей в юпитерианской мантии, которая состоит из молекулярного водорода и организована в виде системы цилиндров.

Первые попытки объяснить динамику атмосферы Юпитера относятся к 1960-м годам. Частично они основывались на земной метеорологии, хорошо разработанной к тому времени. Предполагалось, что атмосферные потоки на Юпитере возникают из-за турбулентности, которую в свою очередь поддерживает влажная конвекция во внешнем слое атмосферы (выше облаков). Влажная конвекция - явление, связанное с конденсацией и испарением воды, это одно из основных явлений, влияющих на формирование земной погоды. Появление потоков в этой модели связано с широко известным свойством двумерной турбулентности - так называемым обратным каскадом, при котором малые турбулентные структуры (вихри) сливаются и образуют более крупные вихри. Из-за конечного размера планеты такие структуры не могут вырасти больше некоторого характерного масштаба, для Юпитера он называется масштабом Райнса (Rhines scale). Это связано с влиянием волн Россби. Механизм таков: когда крупнейшая турбулентная структура достигает определенного размера, энергия начинает перетекать в волны Россби, а не в структуру большего размера, обратный каскад останавливается. На сферической быстро вращающейся планете дисперсионное соотношение для волн Россби анизотропно, поэтому масштаб Райнса в направлении параллелелей больше, чем в направлении меридиан. В результате образуются крупномасштабные структуры, растянутые параллельно экватору. Их меридиональная протяженность кажется такой же, как и фактическая ширина потоков. Таким образом, в приповерхностных моделях вихри передают энергию потокам и поэтому должны исчезать.
Хотя эти модели успешно объясняют существование десятков узких потоков, в них есть и серьёзные недостатки. Самый заметный из них: за редким исключением должен появляться сильный экваториальный поток в направлении против вращения планеты, а наблюдается поток по вращению. Кроме того, потоки имеют склонность быть нестабильными и могут время от времени пропадать. Приповерхностные модели не объясняют, как наблюдаемые течения в атмосфере Юпитера нарушают критерий устойчивости. Более проработанные многослойные варианты таких моделей дают более стабильную картину циркуляции, но многие проблемы всё равно остаются.
Между тем, зонд Галилео обнаружил, что ветры на Юпитере простираются значительно ниже уровня облаков (5-7 бар) и нет признаков их исчезновения вплоть до уровня 22 бар, а значит циркуляция атмосферы Юпитера может на самом деле быть глубокой.

Приповерхностные модели атмосферы Юпитера


Первая глубинная модель была предложена Бузи (Busse) в 1976 году. Она основана на известной в гидродинамике теореме Тейлора-Прудмана, которая заключается в следующем: в любой быстро вращающейся баротропной идеальной жидкости потоки организуются в ряд цилиндров, параллельных оси вращения. Условия теоремы, вероятно, соблюдаются в условиях недр Юпитера. Поэтому водородная мантия Юпитера вполне может быть разделена на множество цилиндров, в каждом из которых циркуляция независима. На тех широтах, где внешние и внутренние границы цилиндров пересекаются с видимой поверхностью планеты, образуются потоки, а сами цилиндры видны как зоны и пояса.
Глубинная модель легко объясняет струю, направленную по вращению планеты, на экваторе Юпитера. Струи устойчивы и не подчиняются двумерному критерию устойчивости. Однако у модели есть сложности: она предсказывает очень небольшое количество широких струй. Реалистичное трёхмерное моделирование пока невозможно, а упрощённые модели, используемые для того, чтобы подтвердить глубинную циркуляцию, могут упускать важные аспекты гидродинамики Юпитера. Одна из моделей, опубликованных в 2004 году, довольно правдоподобно воспроизвела струйно-полосную структуру атмосферы Юпитера. Согласно этой модели, внешняя водородная мантия является более тонкой, чем в прочих моделях, и имела толщину всего в 10% от радиуса планеты, тогда как в стандартных моделях Юпитера она занимает 20-30%. Другая проблема - процессы, которые могут управлять глубинной циркуляцией.
Возможно, глубинные потоки могут быть вызваны приповерхностными силами, например влажной конвекцией, или глубинной конвекцией всей планеты, которая выносит тепло из недр Юпитера. Какой из этих механизмов важнее - до сих пор неясно.

Глубинные модели атмосферы Юпитера


В атмосфере Юпитера происходят разнообразные активные явления, такие как нестабильность полос, вихри (циклоны и антициклоны), бури и молнии. Вихри выглядят как крупные красные, белые и коричневые пятна (овалы). Два крупнейших пятна - Большое красное пятно (БКП) и овал BA - имеют красноватый оттенок. Они, как и большинство других крупных пятен, являются антициклонами. Маленькие антициклоны обычно бывают белыми. Предполагается, что глубина вихрей не превышает нескольких сотен километров.

Расположенное в южном полушарии БКП - крупнейший из известных в Солнечной системе вихрей. В пределах этого вихря могло бы разместиться несколько планет размером с Землю, и он существует уже по крайней мере 350 лет. Овал BA, который находится южнее БКП и в три раза меньше последнего, представляет собой красное пятно, сформировавшееся в 2000 году при слиянии трёх белых овалов.

На Юпитере постоянно бушуют сильные бури с грозами. Буря - результат влажной конвекции в атмосфере, связанной с испарением и конденсацией воды. Это участки сильного восходящего движения воздуха, которое приводит к формированию ярких и плотных облаков. Бури формируются главным образом в областях поясов. Разряды молний на Юпитере гораздо сильнее, чем на Земле, однако их меньше, поэтому средний уровень грозовой активности близок к земному.

Информация о состоянии верхнего слоя атмосферы получена зондом Галилео при спуске в атмосферу Юпитера.

Так как нижняя граница атмосферы не известна точно, уровень давления в 10 бар, на 90 км ниже давления в 1 бар, с температурой около 340 К, считается основанием тропосферы. В научной литературе уровень давления в 1 бар обычно выбирается как нулевая точка для высот «поверхности» Юпитера. Как и на Земле, у верхнего уровня атмосферы - экзосферы - нет чётко определённой границы. Плотность её постепенно уменьшается, и экзосфера плавно переходит в межпланетное пространство приблизительно в 5000 км от «поверхности».


По данным с борта космического аппарата Юнона облачные слои пролегают глубже, чем предполагалось, включая тяжелые аммиачные облака. Вместо того, чтобы ограничиваться верхними слоями облаков, аммиак, по-видимому концентрируется гораздо глубже, на глубине 350 километров. Сигнатура аммиака зарегистрирована между поверхностными облаками (которые начинаются на глубине 100 км) и конвективной областью (500 километров).
На фото: с помощью микроволнового радиометра JIRAM ученые обнаружили, что атмосфера Юпитера изменчива вплоть до, по меньшей мере, 350 километров. Это отображено на вставке сбоку, оранжевый цвет означает высокое содержание аммиака, а синий наоборот его низкие показатели. Похоже, что вдоль экватора Юпитера пролегает пояс с высоким содержанием аммиака, что противоречит ожиданиям ученых относительно его равномерного распределения.

Атмосфера Юпитера


Вертикальные вариации температур в юпитерианской атмосфере схожи с земными. Температура тропосферы уменьшается с высотой, пока не достигает минимума, называемого тропопаузой, которая представляет собой границу между тропосферой и стратосферой. На Юпитере тропопауза приблизительно на 50 км выше видимых облаков (или уровня в 1 бар), где давление и температура близки к 0,1 бар и 110 К. В стратосфере температура повышается до приблизительно 200 К при переходе в термосферу и при высоте и давлении в около 320 км и 1 мкбар. В термосфере температура продолжает повышаться, в конечном счёте достигая 1000 К приблизительно на высоте в 1000 км и при давлении в 1 нанобар.

Для тропосферы Юпитера характерна сложная структура облаков. Верхние облака, расположенные на уровне давления 0,6-0,9 бар, состоят из аммиачного льда. Предполагается, что существует более низкий слой облаков, состоящий из гидросульфида аммония (или сульфида аммония) (между 1-2 бар) и воды (3-7 бар). Это точно не облака из метана, поскольку температура там слишком высока для его конденсации. Водяные облака формируют самый плотный слой облаков и оказывают сильное влияние на динамику атмосферы. Это результат высокой конденсационной теплоты воды и её более высокого содержания в атмосфере по сравнению с аммиаком и сероводородом (кислород более часто встречающийся химический элемент, чем азот или сера).


Пример аммиачных облаков на Юпитере
Снимок массивного шторма в северном полушарии Юпитера получен во время 9-го облета Юпитера 24 октября 2017 года в 10:32 PDT с расстояния в 10 108 км от газового гиганта. Шторм вращается против часовой стрелки с широким перепадом высот. Более темные облака на снимке располагаются глубже в атмосфере, чем их яркие собратья. В некоторых местах рукавов бури видны небольшие светлые облака, отбрасывающие тени на более низкие горизонты (солнце освещает область слева). Яркие облака и их тени примерно от 7 до 12 км по ширине и в длину. Они, как ожидается, состоят из восходящих потоков кристаллов ледяного аммиака, возможно, смешанного с водяным льдом.

Атмосфера Юпитера


Различные тропосферные (200-500 мбар) и стратосферные (10-100 мбар) слои тумана расположены выше основного слоя облаков. Последние состоят из конденсировавшихся тяжёлых полициклических ароматических углеводородов или гидразина, которые образуется в стратосфере (1-100 мкбар) под влиянием солнечного ультрафиолетового излучения на метан или аммиак. Обилие метана относительно молекулярного водорода в стратосфере 10 -4 , тогда как отношение других углеводородов, например этана и ацетилена, к молекулярному водороду - около 10 -6 .
Термосфера Юпитера расположена на уровне давления ниже 1 мкбар и ей свойственны такие явления, как свечение атмосферы, полярное сияние и рентгеновское излучение. В пределах этого уровня атмосферы увеличение плотности электронов и ионов формируют ионосферу. Причины преобладания в атмосфере высоких температур (800-1000 К) полностью не объяснены; текущие модели не предусматривают температуру выше 400 K. Это может быть следствием адсорбции высоко-энергетической солнечной радиации (ультрафиолетовой или рентгеновской), нагреванием заряженных частиц от ускорения в магнитосфере Юпитера, или рассеиванием вверх-распространяющихся гравитационных волн.

В низких широтах и полюсах термосфера и экзосфера являются источниками рентгеновского излучения, что впервые наблюдалось ещё Обсерваторией Эйнштейна в 1983 году. Энергетические частицы из магнитосферы Юпитера являются причиной ярких авроральных овалов, которые окружают полюса. В отличие от земных аналогов, которые появляются лишь во время магнитных штормов, полярные сияния в атмосфере Юпитера наблюдаются постоянно. Термосфера Юпитера - единственное место за пределами Земли, где обнаружен трёхатомный ион (H 3 +). Этот ион вызывает сильную эмиссию в средней инфракрасной части спектра на длинах волн между 3 и 5 мкм и выступает в роли главного охладителя термосферы.

Химический состав


Атмосфера Юпитера изучена наиболее полно относительно прочих атмосфер газовых гигантов, так как непосредственно была зондирована спускаемым космическим аппаратом Галилео, который был запущен в атмосферу Юпитера 7 декабря 1995 года. Также источниками информации служат наблюдения Инфракрасной космической обсерватории (ISO), межпланетных зондов Галилео и Кассини, а также данные наземных наблюдений.

Газовая оболочка, окружающая Юпитер, преимущественно состоит из молекулярного водорода и гелия. Относительное количество гелия 0,157 ± 0,0036 по отношению к молекулярному водороду по числу молекул и его массовая доля, 0,234 ± 0,005, ненамного ниже первичного значения по Солнечной системе. Причина этого не до конца ясна, но, будучи плотнее водорода, большая часть гелия может конденсироваться в ядро Юпитера. Атмосфера содержит также немало простых соединений, например воду, метан (CH 4), сероводород (H 2 S), аммиак (NH 3) и фосфин (PH 3). Их относительное количество в глубокой (ниже 10 бар) тропосфере подразумевает, что атмосфера Юпитера в 3-4 раза богаче углеродом, азотом, серой и, возможно, кислородом чем Солнце. Количество благородных газов, таких как аргон, криптон и ксенон, превосходит количество таковых на Солнце (см. таблицу), тогда как неона явно меньше. Другие химические соединения, арсин (AsH 3) и герман (GeH 4), присутствуют только в следовых количествах. Верхняя атмосфера Юпитера содержит малые относительные количества простых углеводородов: этана, ацетилена, и диацетилена, которые формируются под воздействием солнечной ультрафиолетовой радиации и заряженных частиц, прибывающих из магнитосферы Юпитера. Диоксид углерода, моноксид углерода и вода в верхней части атмосферы, как полагают, обязаны своим присутствием столкновениям с атмосферой Юпитера комет, таких, как комета Шумейкеров-Леви 9. Вода не может прибывать из тропосферы, потому что тропопауза, действующая как холодная ловушка, эффективно препятствует поднятию воды до уровня стратосферы.


Элемент

Солнце

Юпитер/Солнце

3,6 ± 0,5 (8 бар)
3,2 ± 1,4 (9-12 бар)

0,033 ± 0,015 (12 бар)
0,19-0,58 (19 бар)

Распространённость элементов в соотношении
с водородом на Юпитере и Солнце


Отношение

Солнце

Юпитер/Солнце

0,0108 ± 0,0005

2,3 ± 0,3*10 -3
(0,08-2,8 бар)

1,5 ± 0,3*10 -4

1,66 ± 0,05*10 -4

3,0 ± 0,17*10 -5

2,25 ± 0,35*10 -5

Изотопное соотношение на Юпитере и Солнце


Наземные наблюдения, а также наблюдения с бортов космических аппаратов привели к улучшению знаний об изотопном соотношении в атмосфере Юпитера. По данным на июль 2003 года, принятое значение для относительного количества дейтерия - (2,25 ± 0,35)*10 -5 , что вероятно представляет собой первичное значение для протосолнечной туманности, из которой и сформировалась Солнечная система. Соотношение изотопов азота 15 N и 14 N в атмосфере Юпитера составляет 2,3*10 -3 , что на треть ниже, чем в земной атмосфере (3,5*10 -3). Последнее открытие особо существенно, так как предыдущие теории формирования Солнечной системы полагали, что земные значения для изотопов азота были первичны.
В отличие от облаков Земли, состоящих только из воды, облака Юпитера содержат различные соединения водорода, углерода, азота, кислорода, серы и фосфора. Их состав определяется давлением, температурой, освещенностью и движениями атмосферы. Давно известно, что в атмосфере Юпитера присутствуют аммиак (NH 3) и метан (СН 4), молекулы которых содержат много водорода. Но аммиак, метан, водяной пар, гидросульфид аммония (NH 3 H 2 S) - все это малые составляющие доступной изучению части атмосферы Юпитера. Отметим, что присущие Юпитеру сильные полосы паров аммиака едва заметны у Сатурна, а Уран и Нептун не имеют их вовсе, так как весь аммиак замораживается глубоко под их облачными слоями. Зато полосы метана у этих планет становятся весьма широкими и занимают значительную часть cпектра в красно-голубой его части, что и придает этим планетам сине-зеленую окраску.
На уровне облаков Юпитера содержание водяного пара составляет 1,5*10 -3 , метана 8,3*10 -3 , гидросульфида аммония в газовой фазе 2,8*10 -5 , аммиака 1,7*10 -4 . При этом содержание аммиака переменно и зависит от высоты. Именно он образует видимый облачный покров; температура его конденсации зависит от давления и составляет 130-200 К, что в среднем совпадает с тем, что наблюдается на уровне облаков. При температуре 165 К давление аммиака над кристалликами аммиачного льда составляет 1,9 мбар, и возрастает вдвое при 170 К. Для конденсации метана при тех же давлениях нужна значительно более низкая температура, 79 К. Поэтому метан в атмосфере Юпитера в твердую фазу, по-видимому, не конденсируется.
В облаках наряду с кристаллами должны присутствовать капли жидкого аммиака. Цвет облаков с такой смесью белый с легким желтоватым оттенком, характерным для зон. Однако для объяснения красно-коричневых оттенков поясов необходим какой-то другой окрашивающий агент. По-видимому, некоторые цветные оттенки поясам придает фосфин (РН 3) - газообразное соединение фосфора с водородом, содержание которого около 6*10 -7 . При температурах от 290 до 600 К оно распадается с выделением красного фосфора. И наоборот, при низкой температуре фосфор снова соединяется с водородом. Окраска облаков может быть связана также с водородными и аммонийными полисульфидами и серой. В списке газов, присутствующих в атмосфере Юпитера, значатся также этан, ацетилен, незначительное количество синильной кислоты (HCN).
Следует помнить, что видимая поверхность облаков представляет тонкий слой, всего несколько десятков километров. Под облаками из кристаллического аммония находятся другие слои: из сернистокислого аммония, водного раствора аммиака, из кристалликов водного льда, наконец - из капель воды.

Зоны, пояса и вихри


Видимая поверхность Юпитера делится на множество полос параллельных экватору. Есть два типа полос: относительно светлые зоны и затемнённые пояса. Широкая экваториальная зона (EZ) простирается примерно между широтами 7°S и 7°N. Выше и ниже EZ - Северные и Южные экваториальные пояса (NEB и SEB), простирающиеся до 18°N и 18°S соответственно. Дальше от экватора лежат Северные и Южные тропические зоны (NtrZ и STrZ). Такое неизменное чередование поясов и зон продолжается до 50°S и N, где их видимые проявления становятся несколько менее заметными. Пояса вероятно продолжаются примерно до 80° на север или юг по направлению к полюсам.

Разница в окрасе между зонами и поясами заключается в различиях между непрозрачностью облаков. Концентрация аммиака в зонах выше, что приводит к появлению более плотных облаков из аммиачного льда на бОльших высотах, а это, в свою очередь, делает зоны светлее. С другой стороны, облака поясов являются более тонкими и расположены на меньших высотах. Верхняя тропосфера более холодная в зонах и более тёплая в поясах. Точная природа веществ, которые делают зоны и пояса Юпитера такими «красочными», неизвестна, но они могут включать сложные соединения серы, фосфора и углерода.

Юпитерианские пояса граничат с зональными атмосферными потоками (ветрами), которые называют «струями». Струи, движущиеся в западном направлении (ретроградное движение), обычно наблюдаются при переходе из зон в пояса (дальше от экватора), тогда как движущиеся в восточном направлении (нормальное движение) - при переходе из поясов в зоны. Модели атмосферы Юпитера предполагают, что зональные ветра уменьшают свою скорость в поясах и увеличивают в зонах от экватора до полюсов. Поэтому градиент ветра в поясах циклонический, а в зонах антициклонический. Экваториальная зона - исключение из правила, в ней наблюдается сильное движение струй на восток, а локальный минимум скорости ветра находится точно на экваторе. Скорость струй на Юпитере очень высокая, местами она достигает 100 м/с. Такая скорость соответствует облакам из аммиака, расположенным в диапазоне давления 0,7-1 бар. Струи, обращающиеся в том же направлении, в каком вращается Юпитер, более сильны, чем те, которые обращаются против (ретроградные). Вертикальные размеры струй неизвестны. Зональные ветры затухают на высоте равной 2-3 шкалам высот над облаками. В то же время скорость ветра ниже уровня облаков возрастает лишь немного и остается постоянной вплоть до уровня давления в 22 бара - максимальной достигнутой спускаемым аппаратом «Галилео» глубины.



Схематическое представление расположения облачных полос Юпитера, они обозначены своими официальными аббревиатурами. Большое Красное Пятно и овал BA располагаются в южных тропических зонах и южных умеренных поясах соответственно.

Юпитерианская атмосфера делится на зоны и пояса, и каждый из них имеет своё название и обладает особыми отличительными характеристиками. Они начинаются от южных и северных полярных областей, которые простираются от полюсов примерно на 40-48° N/S. Эти синевато-серые области обычно невыразительны.
Северо-Северный умеренный регион редко демонстрирует больше примечательных деталей, чем полярные области из-за затемнённости, видения в перспективе и общей разбросанности примечательных областей. При этом Северо-северный умеренный пояс (NNTB) является самым северным отчётливо различимым поясом, хотя иногда и «исчезает». Пертурбации, как правило, имеют тенденцию быть незначительными и недолгими. Северо-северная умеренная зона является более заметной, но в целом такая же спокойная. Иногда в области наблюдаются другие незначительные пояса и зоны.
Северный умеренный регион находится в широтах легко доступных для наблюдений с Земли и, таким образом, имеет превосходную запись наблюдений. Он также примечателен сильнейшей нормально-направленной струёй на планете, которая формирует южную границу северного умеренного пояса (NTB). NTB исчезает примерно раз в десятилетие (это как раз происходило при пролёте обоих Вояджеров), таким образом он на время соединяет Северную умеренную зону (NTZ) и Северную Тропическую зону (NTropZ). Остальное время NTZ представляет собой относительно узкую полоску, в которой можно выделить северный и южный компоненты.
Северный тропический регион состоит из NTropZ и Северного экваториального пояса (NEB). NTropZ обычно очень устойчива в окраске, почти любые изменения в ней вызваны активностью южной струи в NTB. Как и NTZ, она иногда делится на узкую полоску - NTropB. В редких случаях, в южной части NTropZ возникают «Маленькие красные пятна». Как и следует из названия, они являются северными эквивалентами Большого красного пятна. В отличие от БКП, они имеют тенденцию возникать парами и существуют недолго, примерно год в среднем; несколько из них как раз существовало на момент пролёта Пионера 10.
Северный экваториальный пояс (NEB) - один из наиболее активных поясов планеты. Он характеризуется наличием антициклонов («белые овалы») и циклонов («коричневые овалы»), причём антициклоны обычно образуются севернее; как и в NTropZ, большинство из этих примечательных образований существуют недолго. Как и южный экваториальный пояс (SEB), NEB иногда «пропадает» и «возрождается». Это происходит приблизительно раз в 25 лет.
Экваториальная зона (EZ) - одна из наиболее устойчивых областей планетарной атмосферы. По северным краям EZ движутся на юго-запад из NEB своего рода «перья», они ограничиваются тёмными, тёплыми (в инфракрасном спектре) областями, известными как «фестоны» (горячие пятна). Хотя южная граница EZ обычно статична, наблюдения с позднего XIX века по начало XX показывают, что её «рисунок» с тех пор значительно изменился. EZ значительно меняется по окраске, от белёсого до охряного, или даже медно-красного; иногда внутри неё выделяют экваториальную полосу (EB). Атмосферные образования и облачность в EZ перемещаются относительно прочих широт со скоростью в примерно 390 км/ч.
Южный тропический регион включает в себя южный экваториальный пояс (SEB) и южную тропическую зону . Это безусловно самый активный регион планеты, в нём же находится самая мощная ретроградная струя на планете. SEB - обычно самый широкий и самый тёмный пояс на Юпитере; однако, он иногда делится пополам зоной (SEBZ) и имеет свойство исчезать каждые 3-15 лет, прежде чем вновь появится; данное явление известно как «цикл возрождения SEB». Через несколько недель или месяцев после исчезновения пояса на его месте формируется белое пятно, извергающее материал тёмно-коричневого цвета, который юпитерианскими ветрами растягивается в новый пояс. В последний раз пояс пропадал в мае 2010 года. Помимо прочего, узнаваемой деталью SEB является длинная цепочка из циклонов создаваемых Большим красным пятном. Как и NTropZ, STropZ - одна из самых заметных зон на планете; в ней не только располагается БКП, но иногда в ней можно увидеть и Южную тропическую пертурбацию (STropD) - область внутри зоны, которая отличается относительной устойчивостью и долговечностью; наиболее длинный период её существования - с 1901 по 1939 годы.
Южный умеренный регион , или Южный умеренный пояс (STB) - это иной, тёмный, хорошо-заметный пояс, крупнее чем NTB. До марта 2000 года, его наиболее заметными деталями были долгоживущие «овалы» BC, DE, и FA, которые теперь объединились в Овал BA («Красное младшее»). Овалы фактически были частью Южной умеренной зоны, но они ширились вплоть до STB, частично его ограничивая. STB иногда исчезал, очевидно из-за сложных взаимодействий между белыми овалами и БКП. Южная умеренная зона (STZ) - зона, в которой и зарождаются белые овалы, очень переменчивая.
На Юпитере немало примечательных областей атмосферы, труднодоступных для наземных наблюдений. Южный умеренный регион даже труднее различить чем NNTR - его детали трудноразличимы без применения крупных наземных телескопов и космических аппаратов. Множество зон и поясов носят временный характер и не всегда заметны, например Экваториальная полоса (EB), Северная экваториальная поясная зона (NEBZ, белая зона с поясом) и Южная экваториальная поясная зона (SEBZ). Полосы иногда делятся разными атмосферными возмущениями. Когда зона или пояс делятся на части какой-либо пертурбацией, N или S добавляются для того, чтобы выделить северный или южный компонент зоны или пояса, например NEB(N) и NEB(S).

Типичная для поясов и зон текстура облачности порою нарушается атмосферными возмущениями (пертурбациями). Одно из таких особо устойчивых и долгоживущих возмущений в Южной тропической зоне, получило название «Южной тропической пертурбации » (STD). История наблюдений отмечает один из наиболее длительных периодов существования STD, когда его можно было чётко различать с 1901 по 1939 годы. Впервые пертурбация была замечена Перси Б.Молесуортом 28 февраля 1901 года. Пертурбация выразилась в частичном затемнении обычно яркой STZ. С тех пор несколько схожих пертурбаций наблюдалось в Южной Тропической Зоне

Атмосфера Юпитера


Происхождение «ленточной структуры» облаков Юпитера не до конца ясно, однако управляющие ею механизмы напоминают земную ячейку Хэдли. Самая простая интерпретация: зоны - это места атмосферного апвеллинга, а пояса - проявление даунвеллинга. В зонах воздух, поднимаясь и обогащаясь аммиаком, расширяется и охлаждается, формируя высокие и плотные облака. В поясах же воздух опускается и нагревается адиабатическими процессами, и белые аммиачные облака испаряются, открывая находящиеся под ними более тёмные облака. Местоположение и ширина полос на Юпитере устойчивы и за период с 1980-х по 2000-е годы редко изменялись. Один из примеров изменения - небольшое уменьшение скорости мощной восточно-направленной струи между северными тропическими зонами и северными умеренными поясами на 23°N. Однако полосы изменяются по окраске и интенсивности цветов в течение долго времени.

Динамика атмосферы


С 1966 года известно о том, что Юпитер излучает гораздо больше тепла, чем получает от Солнца. Предполагается, что соотношение между мощностью излучения планеты и получаемым солнечным излучением приблизительно равно 1,67 ± 0,09. Внутренний тепловой поток от Юпитера составляет 5,44 ± 0,43 Вт/м 2 , тогда как общая излучаемая мощность равна 335 ± 26 ПВт. Последняя величина равна приблизительно одной миллиардной доли от общей мощности, излучаемой Солнцем.
Измерение тепловых потоков, исходящих от Юпитера, показало, что практически нет различий между полярными и экваториальными районами, его дневной и ночной сторонами. Значительную роль в этом играет подвод тепла благодаря адвекции - переносу газа в горизонтальных движениях атмосферы. На фоне упорядоченной структуры поясов и зон, вихрей и плюмажей наблюдаются быстрые течения газа - ветры со скоростью до 120 м/с. Если учесть большую теплоемкость водорода, то не будет удивлять постоянство температуры в разных районах планеты.
Причиной мощной циркуляции, доставляющей тепло к облачному слою, несомненно служит тепловой поток, исходящий из недр планеты. Во многих научных работах можно прочесть, что дополнительная энергия в недрах Юпитера и других планет-гигантов освобождается в результате очень медленного их сжатия; причем расчеты показывают, что для этого достаточно сжатия планеты на миллиметры в год. Однако сведения о строении Юпитера не подтверждают эту гипотезу.
Анализ движения космических аппаратов в гравитационном поле планеты позволяет судить о строении ее недр и состоянии вещества. Движение аппаратов показывает, что это газо-жидкая планета, состоящая из смеси водорода и гелия, и что твердой поверхности она не имеет. Фигура Юпитера математически идеальна, какой может быть только жидкая планета. Безразмерный момент инерции имеет очень низкое значение: 0,254. Это говорит о высокой концентрации массы в центре планеты. Значительная часть его ядра находится в жидком состоянии. А жидкое ядро практически несжимаемо. Источником теплового потока может быть выделившееся еще при формировании планеты (4,5 млрд лет назад) тепло, запасенное в ядре и оболочках Юпитера.
Есть свидетельства тому, что на ранних стадиях эволюции Юпитер излучал в космос огромные потоки энергии. Галилеевы спутники Юпитера, расположенные несравненно ближе к своей планете, чем к Солнцу, получали на единицу площади больше энергии, чем Меркурий от Солнца. Следы этих событий сохранились на поверхности Ганимеда. Расчеты показывают, что пиковая светимость Юпитера могла доходить до 1/10 светимости Солнца. В лучах Юпитера плавились льды на поверхности всех спутников, частично включая Ганимед. Реликтовое тепло планеты сохраняется с той далекой эпохи. А в настоящее время важным источником тепла может быть медленное погружение к центру планеты более плотного, чем водород, гелия.
Циркуляция в атмосфере Юпитера заметно отличается от земной. Поверхность Юпитера жидкая, твёрдая поверхность отсутствует. Поэтому, конвекция может происходить в любой области внешней газовой оболочки. Пока нет всесторонней теории динамики атмосферы Юпитера. Такая теория должна объяснять следующие факты: существование узких устойчивых полос и потоков, симметричных относительно экватора, мощный экваториальный поток с запада на восток (в направлении вращения планеты), разницу между зонами и поясами, а также происхождение и устойчивость крупных вихрей, например Большого красного пятна.

В теплых районах планеты, расположенных у экатора, каждая конвекционная ячейка атмосферы Юпитера поднимает вещества вверх, где они остывают, а затем сбрасывает их ближе к полюсам. И этот процесс происходит беспрерывно. По мере того как смесь газов поднимается вверх, сначала происходит их конденсация, а потом, выше, формируются облака из гидросульфида аммония. Облака из аммиака, расположенные в светлых зонах Юпитера, появляются только в самой высокой точке. Верхние слои атмосферы движутся на запад, в направлении вращения самой планеты. В то время как силы Кориолиса толкают аммиачные облака в противоположную сторону.

Атмосфера Юпитера


В атмосфере Юпитера практически нет меридиональных течений. Зоны и пояса - это области восходящих и нисходящих потоков в атмосфере, которые в долготном направлении имеют глобальную протяженность. Эти атмосферные течения, параллельные экватору, имеют некоторое сходство с пассатами Земли. Движущие силы в этой природной тепловой машине - потоки тепла, идущие из глубины планеты, энергия, получаемая от Солнца, а также быстрое вращение планеты. Видимые поверхности зон и поясов в таком случае должны находиться на разных высотах. Это было подтверждено тепловыми измерениями: зоны оказались холоднее поясов. Разница в температурах показывает, что видимая поверхность зон расположена примерно на 20 км выше. БКП оказалось выше и на несколько градусов холоднее поясов. И, наоборот, голубые пятна оказались источниками тепловой радиации, восходящей из глубоких слоев атмосферы. Не обнаружено существенной разности температур между полярными и экваториальными областями планеты. Косвенно это позволяет сделать такой вывод: внутреннее тепло планеты играет более важную роль в динамике ее атмосферы, чем энергия, получаемая от Солнца. Средняя температура на уровне видимых облаков близка к 130 К.

Еще по наземным наблюдениям астрономы разделили пояса и зоны в атмосфере Юпитера на экваториальные, тропические, умеренные и полярные. Поднимающиеся из глубин атмосферы нагретые массы газов в зонах под действием значительных на Юпитере кориолисовых сил вытягиваются в долготном направлении, причем противоположные края зон движутся навстречу друг другу, вдоль параллелей. На границах зон и поясов (области нисходящих потоков) видна сильная турбулентность; скорости движения здесь достигают наибольших значений, до 100 м/с, а в районе экватора даже 150 м/с. Севернее экватора потоки в зонах, направленные к северу, отклоняются кориолисовыми силами к востоку, а направленные к югу - к западу. В южном полушарии направление отклонений обратное. Именно такую структуру движений на Земле образуют пассаты. «Крыша» облаков в поясах и зонах находится на разных высотах. Различия в их окраске определяются температурой и давлением фазовых переходов малых газообразных составляющих. Светлые зоны - это восходящие колонны газа с повышенным содержанием аммиака, пояса - обедненные аммиаком нисходящие потоки. Яркая окраска поясов связана, вероятно, с аммонийными полисульфидами и некоторыми другими окрашивающими компонентами, например, фосфином.

Вихри в атмосфере Юпитера


Экспериментальные данные свидетельствуют, что динамика облачного слоя Юпитера - лишь внешнее проявление могучих сил, действующих в подоблачной атмосфере планеты. Удавалось наблюдать, как в облаках возникает мощное вихревое образование, местный ураган, диаметром в 1000 км и более. Такие образования живут долго, по нескольку лет, а наиболее крупные из них - даже несколько сотен лет. Подобные вихри образуются, например, в результате движения больших масс поднимающегося нагретого газа в атмосфере.
Возникший вихрь выносит на поверхность облаков нагретые массы газа с парами малых компонентов, чем замыкается цепь их кругооборота в атмосфере. Образующиеся кристаллы аммиачного снега, растворов и соединений аммиака в виде снега и капель, обычного водяного снега и льда постепенно опускаются в атмосфере и достигают такого уровня температуры, где испаряются. В газовой фазе вещество снова возвращается в облачный слой.

Изменения на Юпитере в ввидимом диапазоне и ИК

Атмосфера Юпитера


Атмосфера Юпитера - дом для сотен вихрей: круглых вращающихся структур, которые, как и в земной атмосфере, можно разделить на 2 класса: циклоны и антициклоны. Первые вращаются в направлении вращения планеты (против часовой стрелки в северном и по часовой в южном полушарии); вторые - в обратном направлении. Однако, в отличие от земной атмосферы, в атмосфере Юпитера антициклоны преобладают над циклонами: из вихрей, диаметр которых превышает 2000 км, более чем 90% - антициклоны. «Срок жизни» вихрей варьируется от нескольких дней до столетий, в зависимости от их размеров: например, среднее время жизни антициклонов с диаметрами от 1000 до 6000 км - 1-3 года. Вихри никогда не наблюдались на экваторе Юпитера (в пределах 10° широты), где они нестабильны. Как и на любой быстро вращающейся планете, антициклоны Юпитера - центры высокого давления, тогда как циклоны - центры низкого давления.

Антициклоны на Юпитере всегда ограничены в зонах, где скорость ветра увеличивается в направлении от экватора к полюсам. Обычно они яркие и проявляются как белые овалы. Они могут двигаться по долготе, но остаются на той же широте, будучи неспособными покинуть породившую их зону. Скорость ветра на их периферии может достигать 100 м/с. Разные антициклоны, расположенные в одной зоне, имеют тенденцию объединяться при сближении друг с другом. Однако в атмосфере Юпитера наблюдалось и наблюдается два антициклона непохожие на прочие - это Большое красное пятно (БКП) и овал BA, сформировавшийся в 2000 году. В отличие от белых овалов, в их структуре преобладает красный окрас - вероятно, благодаря поднимающемуся из глубин планеты веществу красноватого цвета. На Юпитере антициклоны обычно формируются путём слияния меньших структур, включая конвективные штормы, хотя большие овалы могут появляться и из нестабильных струй. В последний раз такое наблюдалось в 1938-1940 годах, когда несколько белых овалов были порождены нестабильностью в южной умеренной зоне; позднее они объединились и сформировали Овал BA.
В противоположность антициклонам, юпитерианские циклоны - компактные тёмные структуры с неправильной формой. Наиболее тёмные и обладающие наиболее правильными очертаниями циклоны называют коричневыми овалами. Однако существование нескольких крупных долгоживущих циклонов не исключено. В дополнение к компактным циклонам, на Юпитере можно наблюдать несколько волокнистых «обрывков» неправильной формы, в которых наблюдается циклоническое вращение. Один из них располагается западнее БКП в южном экваториальном поясе. Эти «обрывки» называют циклоническими регионами (CR). Циклоны всегда образуются только в поясах, и, подобно антициклонам, при сближении они сливаются.
Глубинная структура вихрей до конца не ясна. Считается, что они относительно тонкие, так как любая толщина свыше примерно 500 км привела бы к нестабильности. Крупные антициклоны не поднимаются выше нескольких десятков километров относительно наблюдаемой облачности. Одна из гипотез предполагает, что вихри - это глубинные конвекционные «перья» (или «конвекционные колоны»), но на данный момент она не снискала популярности у планетологов.

Вихревые образования вроде пятен голубого и коричневого оттенков наблюдались не только в устойчивых поясах и зонах, но и в полярных районах Юпитера. Здесь характерный вид облачного слоя представляет светло-коричневое поле с темными и светлыми коричневыми и голубоватыми пятнами. Здесь, в области тех широт, где зональная циркуляция становится неустойчивой, пояса и зоны уступают место метеорологическим образованиям типа «кружевных воротников» и «плюмажей». Районы вблизи полюса планеты увидеть можно только с космических аппаратов. Кажущийся хаос пятен все же подчиняется общей закономерности циркуляции, причем определяющую роль играют движения в глубине атмосферы.

Принимая ряд допущений, теоретики сумели в цилиндрической модели получить явления, напоминающие то, что видно на Юпитере (и Сатурне). Структура планеты представляет собой систему из вложенных друг в друга цилиндров, осью которых служит полярная ось. Цилиндры проходят сквозь всю планету и выходят на поверхность, скажем, у 40° с. ш. и у 40° ю. ш. То, что мы видим, - срезы этих цилиндров, вращающихся с различными скоростями. Если считать от экватора, то цилиндры проникают вглубь на половину радиуса планеты. Пятна или овалы также представляют собой сквозные колонны, зажатые между цилиндрами. Кстати, некоторые наблюдатели указывают, что симметрично БКП на той же широте в северном полушарии иногда видно такое же по размерам, но слабее выраженное пятно.

Дочерние голубые пятна, возможно, наблюдаются сквозь разрывы облачного слоя. Однако часто разрывы бывают не связаны с пятнами и сквозь них видны более низкие облачные слои. Серия подобных разрывов наблюдалась вдоль границы Северного экваториального пояса. Разрывы существуют довольно долго, по нескольку лет. О том, что это именно разрывы, свидетельствует повышенный поток тепла от этих мест. С глубиной температура быстро возрастает. Уже на уровне давления 2 бар она составляет примерно 210 К. А радиоизлучение, приходящее с больших глубин, свидетельствует о более высокой температуре. По расчетам, на глубине 300 км атмосфера Юпитера так же горяча, как и атмосфера Венеры у ее поверхности (около 730 К).

Грозы на Юпитере


Также в атмосфере Юпитера регистрируются молнии. Снимки с «Вояджеров» показали, что на ночной стороне Юпитера наблюдаются световые вспышки колоссальной протяженности - до 1000 км и более. Это сверхмолнии, энергия в которых намного больше, чем в земных. Выяснилось, однако, что юпитерианские молнии малочисленнее земных. Интересно, что молнии Юпитера были обнаружены через 3 месяца после открытия гроз на Венере.
Грозы на Юпитере напоминают земные. Они проявляют себя как яркие и массивные облака размерами примерно 1000 км, которые время от времени появляются в циклонических районах поясов, особенно в пределах сильных западно-направленных струй. В отличие от вихрей, грозы - короткоживущее явление, самая мощная из них может просуществовать несколько месяцев, тогда как средняя продолжительность существования - 3-4 дня. Считается, что они - следствие влажной конвекции в слоях Юпитерианской тропосферы. Фактически грозы представляют собой «конвекционные колоны» (перья), которые поднимают влажные воздушные массы из глубин всё выше и выше, пока они не уплотнятся в облака. Типичная высота Юпитерианских грозовых облаков 100 км, то есть они простираются до уровня давления в примерно 5-7 бар, тогда как гипотетические водяные облака начинаются на уровне давления в 0,2-0,5 бар.

Грозы на Юпитере, конечно, не обходятся без молний. Изображения ночной стороны Юпитера, полученные космическими аппаратами Галилео и Кассини, позволяют различить регулярные вспышки света в Юпитерианских поясах и вблизи от западно-направленных струй, в основном на широтах 51°С, 56°Ю и 14°Ю. Удары молнии на Юпитере в целом более мощные, чем на Земле. Однако они происходят куда реже, и света они создают своими вспышками примерно столько же, сколько и земные. Несколько вспышек молнии было зафиксировано в полярных регионах Юпитера, что делает Юпитер второй после Земли планетой на которой можно увидеть полярные молнии.
Каждые 15-17 лет на Юпитере начинается особо мощный период грозовой активности. Она, в основном, проявляется на широте 23°С, где расположена самая сильная восточно-направленная струя. В последний раз такое наблюдалось в июне 2007 года. Любопытно, что две грозы обособленно располагавшиеся на долготе 55° в Северном умеренном поясе оказали на пояс значительное влияние. Материя тёмного цвета, созданная грозами, смешалась с облачностью пояса и переменила его окрас. Грозы двигались на скорости в примерно 170 м/с, даже чуть быстрее самой струи, что косвенно свидетельствует о существовании ещё более сильных ветров в глубинных слоях атмосферы.

Атмосфера Юпитера характерна ветрами больших скоростей, дующих в пределах широких полос, параллельных экватору планеты, причем в смежных полосах на Юпитере ветра направлены в противоположные стороны. Ветры на Юпитере достигают скорости 500 км/ч. Атмосфера Юпитера создает гигантское давление, увеличивающееся при приближении к центру планеты. Наиболее удаленный от ядра слой состоит прежде всего из обычного молекулярного водорода и гелия, которые находятся в жидком состоянии внутри и постепенно переходят в газообразное снаружи. На Юпитере существуют полосы, ограниченные по широте, внутри которых дуют ветры с очень высокими скоростями, причем их направления противоположны в смежных полосах. Небольшой разницы в химическом составе и температуре между этими областями достаточно для того, чтобы они выглядели как цветные полосы. Светлые полосы называются зонами, темные - поясами. Атмосфера Юпитера высоко турбулентна. Яркие цвета, видимые в облаках Юпитера, являются результатом протекания различных химических реакций элементов, присутствующих в атмосфере, возможно, включая серу, наличие которой может давать широкий спектр цветов, но подробности пока не известны.

Спутники Юпитера

К началу третьего тысячелетия у Юпитера известно 28 спутников. Четыре из них отличаются большими размерами и массой. Они движутся почти по круговым орбитам в плоскости экватора планеты. 20 внешних спутников настолько далеки от планеты, что невидимы с ее поверхности невооруженным глазом, а Юпитер в небе самого дальнего из них выглядит меньше Луны. Ряд малых спутников движутся по почти одинаковым орбитам. Все они - остатки более крупных спутников Юпитера, разрушенных его тяготением. Внешние же спутники Юпитера вполне могли быть захвачены гравитационным полем планеты: все они обращаются вокруг Юпитера в обратную сторону.

Спутник Юпитера ио

Орбита = 422 000 км от Юпитера Диаметр = 3630 км Масса = 8.93*1022 кг

Ио - третий по величине и ближайший спутник Юпитера. Ио немного больше, чем Луна В отличие от большинства спутников во внешней солнечной системе Ио и Европа подобны по составу планетам земной группы, прежде всего наличием силикатных горных пород. Ио имеет железное ядро радиусом 900 км. Поверхность Ио радикально отличается от поверхности любого другого тела Солнечной системы. На Ио найдено очень мало кратеров, следовательно, его поверхность очень молода. Материал, прорывающийся из вулканов Ио, является некоторой разновидностью серы или двуокиси серы. Вулканические извержения быстро изменяются. Энергию для всей этой активности Ио, возможно, получает благодаря приливным взаимодействиям с Европой, Ганимедом и Юпитером. Ио пересекает линии магнитного поля Юпитера, генерируя электрический ток. Ио может иметь собственное магнитное поле, как Ганимед. На Ио очень разряженная атмосфера, состоящая из двуокиси серы и некоторых других газов. В отличие от других спутников Юпитера, на Ио очень мало или вообще нет воды. Ио имеет твердое металлическое ядро, окруженное каменной мантией, как у Земли. Форма Ио под влиянием Юпитера сильно искажается. Ио постоянно имеет овальную форму из-за вращения и приливного влияния Юпитера.

Характеристики планеты:

  • Расстояние от Солнца: ~ 778.3 млн км
  • Диаметр планеты: 143 000 км *
  • Сутки на планете: 9ч 50мин 30с **
  • Год на планете: 11,86 лет ***
  • t° на поверхности: -150°C
  • Атмосфера: 82% водород; 18% гелий и незначительные следы других элементов
  • Спутники: 16

* диаметр по экватору планеты
** период вращения вокруг собственной оси (в земных сутках)
*** период обращения по орбите вокруг Солнца (в земных сутках)

Юпитер - пятая от Солнца планета. Расположена она на расстоянии 5,2 астрономических лет от Солнца, это примерно 775 млн км. Планеты Солнечной системы разделяются астрономами на две условные группы: планеты земного типа и газовые гиганты. Самой крупной планетой из группы газовых гигантов является Юпитер.

Презентация: планета Юпитер

Размеры Юпитера превышают размеры Земли в 318 раз, и будь он ещё больше примерно раз в 60, то имел бы все шансы стать звездой за счёт спонтанной термоядерной реакции. Атмосфера планеты примерно на 85% состоит из водорода. Остальные 15% - это в основном гелий с примесями аммиака и соединений серы и фосфора. Также в атмосфере Юпитера содержится метан.

С помощью спектрального анализа было установлено, что кислорода на планете нет, следовательно, отсутствует вода - основа жизни. По другой гипотезе лёд в атмосфере Юпитера всё-таки имеется. Пожалуй, ни одна планета нашей системы не вызывает столько споров в научном мире. Особенно много гипотез связано с внутренним строением Юпитера. Последние исследования планеты с помощью космических аппаратов позволили создать модель, позволяющую с высокой степенью достоверности судить о ее строении.

Внутреннее строение

Планета представляет собой сфероид, достаточно сильно сжатый с полюсов. Она обладает сильным магнитным полем, которое уходит на миллионы километров за орбиту. Атмосфера представляет собой чередование слоёв с различными физическими свойствами. Учёные предполагают наличие у Юпитера твёрдого ядра размером 1 - 1,5 диаметра Земли, но гораздо более плотного. Его наличие пока не доказано, но и не опровергнуто.

Атмосфера и поверхность

Верхний слой атмосферы Юпитера состоит из смеси газов водорода и гелия и имеет толщину 8 - 20 тыс. км. В следующем слое, толщина которого 50 - 60 тыс. км, из-за повышения давления газовая смесь переходит в жидкое состояние. В этом слое температура может достигать 20 000 С. Ещё ниже (на глубине 60 - 65 тыс. км.) водород переходит в металлическое состояние. Этот процесс сопровождается увеличением температуры до 200 000 С. При этом давление достигает фантастических величин в 5 000 000 атмосфер. Металлический водород - это гипотетическое вещество, характеризующееся наличием свободных электронов и проводящее электрический ток, как это свойственно металлам.

Спутники планеты Юпитер

У самой большой планеты в Солнечной системе есть 16 естественных спутников. Четыре из них, о которые говорил еще Галилей имеют свой уникальный мир. Один из них спутник Ио имеет удивительный пейзажи скалистых пород с настоящими вулканами на которых, изучавший спутники аппарат "Галилео" запечатлел извержение вулкана. Самый крупный в Солнечной системе спутник Ганимед, хоть и уступает в диаметре спутникам Сатурна Титану и Нептуна Тритону имеет ледяную кору, которая покрывает поверхность спутника толщиной 100 км. Есть предположение, что под толстым слоем льда находится вода. Также, о существовании подземного океана выдвигается гипотеза и на спутнике Европа, который тоже состоит из толстого слоя льда, на снимках отчетливо прослеживаются разломы, словно от айсбергов. А самый древний обитатель Солнечной системы может считаться по праву спутник Юпитера Калисто, на его поверхности кратеров больше, чем на любой другой поверхности других объектов Солнечной системы, да и поверхность не сильно претерпела изменений за последний миллиард лет.

Атмосфера Юпитера

Когда давление атмосферы Юпитера достигнет давления земной атмосферы, остановимся и осмотримся. наверху видно обычное голубое небо, вокруг клубятся густые белые облака сконденсированного аммиака. На этой высоте температура воздуха достигает -100о С.

Красноватая окраска части юпитерианских облаков говорит о том, что здесь много сложных химических соединений. Разнообразные химические реакции в атмосфере инициируются солнечным ультрафиолетовым излучением, мощными разрядами молний (гроза на Юпитере должна быть впечатляющим зрелищем!), а также теплом, идущим из недр планеты.

Атмосфера Юпитера кроме водорода (87%) и гелия (13%) содержит малые количества метана, аммиака, водяного пара, фосфорина, пропана и много других веществ. Здесь трудно определить из-за каких веществ юпитерианская атмосфера приобрела оранжевый цвет.

Следующий ярус облаков состоит из красно-коричневых кристаллов гидросульфида аммония при температуре -10о С. Водяной пар и кристаллы воды образуют более низкий ярус облаков при температуре 20о С и давлением в несколько атмосфер - почти над самой поверхностью океана Юпитера.

Толщина атмосферного слоя, в котором возникают все эти удивительные облачные структуры, - 1000 км.

Темные полосы и светлые зоны, параллельные экватору, соответствуют атмосферным течениям разного направления (одни отстают от вращения планеты, другие его опережают). Скорости этих течений - до 100 м/с. На границе разнонаправленных течений образуются гигантские завихрения.

Особенно впечатляет Большое Красное Пятно - колоссальный атмосферный вихрь эллиптической формы размером около 15 х 30 тыс. километров. Когда он возник - неизвестно, но в наземные телескопы он наблюдается уже 300 лет. Этот антициклон иногда почти исчезает, а затем появляется вновь. Очевидно, он родственник земных антициклонов, но из-за своих размеров гораздо более долгоживущий.

“Вояджеры”, посланные к Юпитеру провели тщательный анализ облаков, подтвердивший уже имевшуюся модель внутреннего строения планеты. Стало совершенно ясно, что Юпитер представляет собой мир хаоса: там бушуют нескончаемые бури с громами и молниями, кстати Красное Пятно является частью этого хаоса. А на ночной стороне планеты “Вояджеры” зарегистрировали многочисленные зарницы.

Юпитерианский океан

Юпитерианский океан состоит из главного на планете элемента - водорода. При достаточном высоком давлении водород превращается в жидкость. Вся поверхность Юпитера под атмосферой - это огромный океан сжиженного молекулярного водорода.

Какие волны возникают в океане жидкого водорода при сверхплотном ветре со скоростью 100 м/с? Вряд ли поверхность водородного моря имеет четкую границу: при больших давлениях на ней образуется газожидкая водородная смесь. Это выглядит как непрерывное “кипение” всей поверхности юпитерианского океана. Падение в него кометы в 1994 г. вызвало исполинское цунами многокилометровой высоты.

По мере погружения в океан Юпитера на протяжении 20 тыс. километров быстро увеличиваются давление и температура. На расстоянии 46 тыс. км. от центра Юпитера давление достигает 3 млн. атмосфер, температура 11 тыс. градусов. Водород не выдерживает высокого давления и переходит в жидкое металлическое состояние.

Ядро. Погрузимся еще на 30 тыс. км., во второй океан Юпитера. Ближе к центру температура достигает 30 тыс. градусов, а давление 100 млн. атмосфер: здесь располагается небольшое (“всего” в 15 масс Земли!) ядро планеты, которое в отличие от океана состоит из камня и металлов. Ничего в этом удивительного в этом нет - ведь и Солнце содержит примеси тяжелых элементов. Ядро сформировалось в результате слипания частиц, состоявших из тяжелых химических элементов. Именно с него и началось образование планеты.

Спутники Юпитера и его кольцо

Сведения о Юпитере и его спутниках существенно пополнились благодаря пролету возле планеты нескольких автоматических космических аппаратов. Общее число известных спутников подскочило с 13 до 16. Двое из них - Ио и Европа - размером с нашу Луну, а другие две - Ганимед и Каллисто - превзошли по диаметру ее в полтора раза.

Владения Юпитера довольно обширны: восемь внешних спутников настолько удалены от него, что их нельзя было бы наблюдать с самой планеты невооруженным глазом. Происхождение спутников загадочно: половина из них движется вокруг Юпитера в обратную сторону (по сравнению с обращением других 12 спутников и направлением суточного вращения самой планеты).

Спутники Юпитера - это интереснейшие миры, каждый со своим “лицом” и историей, которые открылись нам только в космическую эру.

Благодаря космическим станциям “Пионер”, получила непосредственное подтверждение прежняя мысль о существовании вокруг Юпитера разряженного газо-пылевого кольца наподобие знаменитого кольца Сатурна.

Основное кольцо Юпитера отстоит от планеты на один радиус и простирается в ширину на 6 тыс. км. и имеет толщину в 1 км. Один из спутников обращается по внешней кромке этого кольца. Однако еще ближе к планете, почти достигая ее облачного слоя, располагается система значительно менее плотных “внутренних” колец Юпитера.

Увидеть кольцо Юпитера с Земли практически не возможно: оно очень тонкое и постоянно повернуто к наблюдателю ребром из-за малого наклона оси вращения Юпитера к плоскости его орбиты.