Jupiterov pritisak. Atmosfera i unutrašnja struktura Jupitera. Magnetno polje i prstenovi na Jupiteru. Atmosferski slojevi Jupitera
Pročitajte također
Jupiter je najveća planeta Solarni sistem. Nalazi se na petoj orbiti od Sunca.
Pripada kategoriji gasni giganti i u potpunosti opravdava ispravnost takve klasifikacije.
Jupiter je dobio ime u čast drevnog vrhovnog boga groma. Vjerovatno zbog činjenice da je planeta poznata od davnina i ponekad se nalazila u mitologiji.
Težina i veličina.
Ako uporedite veličine Jupitera i Zemlje, možete shvatiti koliko se razlikuju. Jupiter je više od 11 puta veći u radijusu od naše planete.
Štaviše, masa Jupitera je 318 puta veća od mase Zemlje! A na to utječe i mala gustoća giganta (inferiorna u odnosu na Zemljinu skoro 5 puta).
Struktura i sastav.
Jezgro planete, što je veoma interesantno, napravljeno je od kamena. Njegov prečnik je oko 20 hiljada kilometara.
Nakon toga slijedi sloj metalnog vodonika, koji ima dvostruko veći prečnik od jezgre. Temperatura ovog sloja kreće se od 6 do 20 hiljada stepeni.
Sljedeći sloj je supstanca od vodonika, helijuma, amonijaka, vode i drugih. Njegova debljina je takođe oko 20 hiljada kilometara. Zanimljivo je da na površini ovaj sloj ima gasovitu formu, ali se zatim postepeno pretvara u tečnost.
Pa, posljednji, vanjski sloj sastoji se, uglavnom, od vodonika. Tu je i nešto helijuma i nešto manje drugih elemenata. Ovaj sloj je gasovit.
Orbita i rotacija.
Brzina Jupiterove orbite nije velika. Planeta je završila punu revoluciju oko centralne zvijezde za skoro 12 godina.
Ali brzina rotacije oko svoje ose, naprotiv, je velika. I još više - najviši među svim planetama u sistemu. Preokret traje nešto manje od 10 sati.
Informacije o planeti Jupiter
Atmosfera.
Jupiterova atmosfera se sastoji od otprilike 89% vodonika i 8-10% helijuma. Preostale mrvice dolaze od metana, amonijaka, vode i još mnogo toga.
Kada se posmatraju iz daleka, jasno su vidljive trake Jupitera - slojevi atmosfere koji se razlikuju po sastavu, temperaturi i pritisku. Čak imaju različite boje - neke su svjetlije, druge tamnije. Ponekad se kreću oko planete u različitim smjerovima i gotovo uvijek različitim brzinama, što je prilično lijepo.
U atmosferi Jupitera javljaju se izražene pojave: munje, oluje i druge. Oni su u mnogo većim razmerama nego na našoj planeti.
Temperatura.
Uprkos udaljenosti od Sunca, temperature na planeti su veoma visoke.
U atmosferi - od približno -110 °C do +1000 °C. Pa, kako se udaljenost do centra planete smanjuje, tako se i temperatura povećava.
Ali to se ne dešava ravnomjerno. Posebno za njegovu atmosferu, promjena temperature u njenim različitim slojevima događa se na prilično neočekivan način. Još uvijek nije moguće objasniti sve takve promjene.
— Zbog svoje brze rotacije oko svoje ose, Jupiter je blago izdužen u visinu. Dakle, njegov ekvatorijalni radijus premašuje polarni za skoro 5 hiljada kilometara (71,5 hiljada km i 66,8 hiljada km, respektivno).
— Prečnik Jupitera je što je moguće bliže granici za planete ove vrste strukture. Sa teoretskim daljim povećanjem planete, ona bi počela da se smanjuje, ali bi njen prečnik ostao gotovo nepromenjen. Isti onaj koji sada ima.
Takva kompresija bi dovela do pojave nove Zvezde.
— U atmosferi Jupitera postoji gigantski neprekidni uragan - tzv Jupiterova crvena mrlja(zbog njegove boje kada se posmatra). Veličina ove tačke premašuje nekoliko prečnika Zemlje! 15 puta 30 hiljada kilometara - to je otprilike njegova veličina (i smanjio se za 2 puta u posljednjih 100 godina).
— Planeta ima 3 vrlo tanka i nevidljiva prstena.
"Na Jupiteru pada kiša dijamanata."
— Jupiter ima najveći broj satelita među svim planetama Sunčevog sistema - 67.
Jedan od ovih satelita, Evropa, sadrži globalni okean koji doseže dubinu od 90 kilometara. Zapremina vode u ovom okeanu je veća od zapremine Zemljinih okeana (iako je satelit značajno manji od Zemlje). Možda u ovom okeanu ima živih organizama.
Jupiter je peta planeta od Sunca u Sunčevom sistemu. Ovo je džinovska planeta. Jupiterov ekvatorijalni prečnik je skoro 11 puta veći od Zemljinog. Masa Jupitera premašuje masu Zemlje za 318 puta.
Planeta Jupiter poznata je ljudima od davnina: kao Merkur, Venera, Mars, Saturn, može se videti na noćnom nebu golim okom. Kada su prvi nesavršeni teleskopi, teleskopi, počeli da se šire Evropom krajem 16. veka, italijanski naučnik Galileo Galilej odlučio je da napravi takav uređaj za sebe. Pretpostavio je da će to iskoristiti za dobrobit astronomije. Godine 1610. Galileo je kroz teleskop vidio sićušne "zvijezde" kako kruže oko Jupitera. Ova četiri satelita koje je otkrio Galileo (Galilejevi sateliti) zvali su se Io, Evropa, Ganimed, Kalisto.
Stari Rimljani su mnoge svoje bogove poistovećivali sa grčkim. Jupiter - vrhovni rimski bog je identičan vrhovni bog Olimp Zevsu. Jupiterovi sateliti su dobili imena likova iz Zevsovog kruga. Io je jedna od njegovih brojnih ljubavnica. Evropa je prelijepa Feničanka koju je Zevs oteo i preobrazio u moćnog bika. Ganimed je zgodan mladi peharnik koji služi Zevsu. Iz ljubomore, Hera, Zevsova žena, pretvorila je nimfu Kalisto u medveda. Zevs ga je postavio na nebo u obliku sazvežđa Velikog medveda.
Skoro tri stoljeća samo su Galilejevi sateliti ostali poznati nauci kao Jupiterovi sateliti. Godine 1892. otkriven je peti Jupiterov satelit, Amalthea. Amalteja je božanska koza koja je hranila Zevsa svojim mlekom kada je njegova majka bila primorana da skloni svog novorođenog sina od neobuzdanog gneva njegovog oca, boga Kronosa. Rog Amalteje postao je rog izobilja iz bajke. Nakon Amalteje, otkrića Jupiterovih satelita počela su da izbijaju poput roga izobilja. Trenutno su poznata 63 Jupiterova satelita.
Jupiter i njegove satelite proučavaju naučnici ne samo sa Zemlje koristeći moderne naučne metode, ali su takođe ispitivani sa bliže udaljenosti pomoću svemirskih automata. Američki interplanetarni automatska stanica Pioneer 10 se prvi put relativno približio Jupiteru 1973. godine, a Pioneer 11 godinu kasnije. Godine 1979. američke svemirske letjelice Voyager 1 i Voyager 2 približile su se Jupiteru. 2000. automatska međuplanetarna stanica Cassini prošla je pored Jupitera, prenoseći fotografije i jedinstvene informacije o planeti i njenim satelitima na Zemlju. Od 1995. do 2003. godine svemirska letjelica Galileo radila je u sistemu Jupiter, čija je misija bila da izvrši detaljnu studiju Jupitera i njegovih mjeseca. Svemirske letjelice ne samo da su pomogle u prikupljanju velike količine informacija o Jupiteru i njegovim brojnim satelitima, već su otkrile i prsten oko Jupitera koji se sastoji od malih čvrstih čestica.
Cijeli roj Jupiterovih satelita može se podijeliti u dvije grupe. Jedan od njih je unutrašnji (nalazi se bliže Jupiteru), koji uključuje četiri Galilejeva satelita i Amalteju. Svi su, osim relativno male Amalteje, velika kosmička tijela. Prečnik najmanjeg Galilejevog meseca, Evrope, je otprilike 0,9 puta veći od prečnika našeg Meseca. Prečnik najvećeg, Ganimeda, je 1,5 puta veći od prečnika Meseca. Svi ovi sateliti kreću se po svojim gotovo kružnim orbitama u ravnini Jupiterovog ekvatora u pravcu rotacije planete. Kao i naš Mjesec, Galilejevi sateliti Jupitera uvijek su okrenuti prema svojoj planeti istom stranom: vrijeme okretanja svakog satelita oko svoje ose i oko planete je isto. Većina naučnika vjeruje da se ovih pet Jupiterovih mjeseci formiralo zajedno sa njihovom planetom.
Ogroman broj vanjskih Jupiterovih satelita su mala kosmička tijela. Vanjski sateliti u svom kretanju ne prianjaju uz ravan Jupiterijanskog ekvatora. Većina Jupiterovih vanjskih satelita kruži u smjeru suprotnom od rotacije planete. Najvjerovatnije su svi oni "stranci" u svijetu Jupitera. Možda se radi o fragmentima velikih kosmičkih tijela koja se sudaraju u blizini Jupitera, ili o jednom progenitoru koji se raspao u jakom gravitacionom polju.
Do danas su naučnici prikupili veliku količinu informacija o planeti Jupiteru i njegovim satelitima prenijeli su na Zemlju ogroman broj fotografija snimljenih sa relativno bliskih udaljenosti. Ali prava senzacija, koja je razbila ranije postojeće ideje naučnika o satelitima planeta, bila je činjenica da se vulkanske erupcije dešavaju na Jupiterovom satelitu Io. Mala kosmička tela se hlade tokom svog postojanja vanjski prostor, njihove dubine ne bi trebale održavati ogromnu temperaturu potrebnu za održavanje vulkanske aktivnosti.
Io nije samo tijelo koje još uvijek zadržava neke tragove podzemne aktivnosti, već je najaktivnije vulkansko tijelo u Sunčevom sistemu poznato u ovom trenutku. Vulkanske erupcije na Iou mogu se smatrati gotovo kontinuiranim. A po svojoj snazi višestruko su veće od erupcija kopnenih vulkana.
Karakteristike Jupitera
Šta daje "život" malom kosmičko telo, koji je odavno trebao da se pretvori u mrtvi blok. Naučnici smatraju da se tijelo planete neprestano zagrijava zbog trenja u stijenama koje formiraju satelit, pod utjecajem ogromne gravitacijske sile Jupitera i gravitacijskih sila Evrope i Ganimeda. Za svaku revoluciju Io dvaput mijenja svoju orbitu, krećući se radijalno 10 km prema Jupiteru i dalje od njega. Povremeno se sabijajući i otpuštajući, Iovo tijelo se zagrijava na isti način kao što se zagrijava savijena žica.
Zainteresujte djecu za dobro poznate činjenice i još neotkrivene tajne Jupitera i članova njegove velike porodice. Internet pruža mogućnost da se zadovolji interesovanje za ovu temu.
4.14. Jupiter
4.14.1. fizičke karakteristike
|
|
Jupiter (gasni gigant) je peta planeta Sunčevog sistema.
Ekvatorijalni radijus: 71492 ± 4 km, polarni polumjer: 66854 ± 10 km.
Masa: 1,8986 × 10 27 kg ili 317,8 zemaljskih masa.
Prosječna gustina: 1.326 g/cm³.
Jupiterov sferni albedo je 0,54.
Unutrašnji toplotni tok po jedinici površine "površine" Jupitera je približno jednak protoku primljeno od Sunca. U tom pogledu, Jupiter je bliži zvezdama nego zemaljskim planetama. Međutim, izvor unutrašnja energija Jupiter očigledno nema nuklearne reakcije. Emituje se rezerva energije akumulirana tokom gravitacione kompresije planete.
4.14.2. Elementi orbite i karakteristike kretanja
Prosječna udaljenost Jupitera od Sunca je 778,55 miliona km (5,204 AJ). Ekscentricitet orbite je e = 0,04877. Period okretanja oko Sunca je 11.859 godina (4331.572 dana); prosječna orbitalna brzina – 13,07 km/s. Nagib orbite prema ravni ekliptike je 1,305°. Nagib ose rotacije: 3,13°. Pošto je ekvatorijalna ravan planete blizu ravni njene orbite, na Jupiteru nema godišnjih doba.
Jupiter rotira brže od bilo koje druge planete u Sunčevom sistemu, a ugaona brzina rotacije se smanjuje od ekvatora do polova. Period rotacije je 9.925 sati. Zbog njegove brze rotacije, Jupiterova polarna kompresija je prilično primjetna: polarni radijus je 6,5% manji od polumjera ekvatorija.
Jupiter ima najveću atmosferu među planetama u Sunčevom sistemu, koja se prostire na dubini većoj od 5000 km. Pošto Jupiter nema čvrstu površinu, unutrašnja granica atmosfere odgovara dubini na kojoj je pritisak 10 bara (tj. otprilike 10 atm).
Jupiterova atmosfera je uglavnom sastavljena od molekularnog vodonika H2 (oko 90%) i helijuma He (oko 10%). Atmosfera također sadrži jednostavne molekularna jedinjenja: voda, metan, sumporovodik, amonijak, fosfin itd. Otkriveni su i tragovi najjednostavnijih ugljovodonika - etana, benzola i drugih jedinjenja.
Atmosfera ima izraženu prugastu strukturu, koju čine svijetle zone i tamni pojasevi, koji su rezultat manifestacije konvektivnih strujanja koja prenose unutrašnju toplinu na površinu.
U području svjetlosnih zona primjećuje se visok krvni pritisak, što odgovara uzlaznim tokovima. Oblaci koji formiraju zone nalaze se na višem nivou, a njihova svetla boja se očigledno objašnjava povećanom koncentracijom amonijaka NH 3 i amonijum hidrosulfida NH 4 HS.
Oblaci tamnog pojasa ispod vjerovatno sadrže spojeve fosfora i sumpora, kao i neke jednostavne ugljikovodike. Ova jedinjenja, koja su bezbojna u normalnim uslovima, dobijaju tamnu boju kao rezultat izlaganja UV zračenju Sunca. Oblaci u tamnim zonama imaju višu temperaturu nego u svijetlim zonama i predstavljaju područja silaznog strujanja. Zone i pojasevi imaju različite brzine kretanja u pravcu Jupiterove rotacije.
|
Jupiter u IC opsegu |
Na granicama pojaseva i zona u kojima se uočava jaka turbulencija nastaju vrtložne strukture, najviše sjajan primjer koja je Velika crvena mrlja (GRS), džinovski ciklon u atmosferi Jupitera koji postoji više od 350 godina. Gas u BKP-u rotira suprotno od kazaljke na satu sa periodom rotacije od oko 6 zemaljskih dana. Brzina vjetra unutar spota prelazi 500 km/h. Svijetao narandžasta boja Pege su očigledno povezane sa prisustvom sumpora i fosfora u atmosferi.
Jupiter je najmasivnija planeta
Dužina GP je oko 30 hiljada km u dužinu, širina - 13 hiljada km (značajno veća od Zemlje). Veličina mjesta se stalno mijenja, a postoji i tendencija ka njenom smanjenju, jer je prije 100 godina BKP bio otprilike 2 puta veći. Tačka se kreće paralelno sa ekvatorom planete.
4.14.4. Unutrašnja struktura
|
Unutrašnja struktura Jupitera |
Trenutno se vjeruje da Jupiter ima čvrsto jezgro u svom središtu, nakon čega slijedi sloj tekućeg metalnog vodonika pomiješanog s malom količinom helijuma i vanjski sloj uglavnom molekularnog vodonika. Unatoč općem, općenito oblikovanom konceptu, on ipak sadrži mnogo neizvjesnih i nejasnih detalja.
Za opisivanje jezgra najčešće se koristi model kamenog jezgra planete, ali ni svojstva supstance pri ekstremnim pritiscima i temperaturama koje se dostižu u jezgru (najmanje 3000–4500 GPa i 36000 K) niti njen detaljan sastav nisu poznato. Prisustvo čvrstog jezgra težine od 12 do 45 Zemljinih masa (ili 3-15% Jupiterove mase) proizilazi iz mjerenja Jupiterovog gravitacionog polja. Osim toga, čvrsti (led ili kamen) embrion proto-Jupitera za naknadnu akreciju laganog vodonika i helijuma je neophodni element V moderni modeli poreklo planetarnih sistema (videti odeljak 4.6).
Jezgro je okruženo slojem metalnog vodonika sa dodatkom helijuma i neona kondenzovanog u kapljice. Ova ljuska se prostire na približno 78% polumjera planete. Da bi se postiglo stanje tekućeg metalnog vodonika, potreban je pritisak od najmanje 200 GPa i temperatura od oko 10.000 K (procjena).
Iznad sloja metalnog vodonika leži ljuska koja se sastoji od plinovito-tečnog (u superkritičnom stanju) vodonika s primjesom helijuma. Gornji dio ove školjke glatko prelazi u vanjski sloj - atmosferu Jupitera.
U okviru ovog jednostavnog troslojnog modela ne postoji jasna granica između glavnih slojeva, međutim, područja faznih prijelaza su također male debljine. Shodno tome, možemo pretpostaviti da su gotovo svi procesi lokalizirani, što nam omogućava da svaki sloj razmatramo zasebno.
Jupiter ima snažno magnetno polje. Jačina polja na nivou vidljive površine oblaka je 14 ersteda na sjevernom polu i 10,7 ersteda na južnom polu. Osa dipola je nagnuta prema osi rotacije za 10°, a polaritet je suprotan polaritetu Zemljinog magnetnog polja. Postojanje magnetnog polja objašnjava se prisustvom metalnog vodonika u dubinama Jupitera, koji, kao dobar provodnik, rotirajući velikom brzinom, stvara magnetna polja.
Jupiter je okružen snažnom magnetosferom, koja se na dnevnoj strani prostire na udaljenosti od 50-100 radijusa planete, a na noćnoj strani se proteže izvan orbite Saturna. Kada bi se Jupiterova magnetosfera mogla vidjeti sa površine Zemlje, njene ugaone dimenzije bi bile veće od dimenzija Mjeseca.
U poređenju sa Zemljinom magnetosferom, Jupiterova magnetosfera nije samo veća po veličini i snazi, već ima i nešto drugačiji oblik, a uz dipol ima i izražene kvadrupolne i oktupolne komponente. Oblik Jupiterove magnetosfere određuju dva dodatna faktora koja u slučaju Zemlje nedostaju - brza rotacija Jupitera i prisustvo bliskih i moćan izvor magnetosferska plazma – Jupiterov satelit Io.
|
Jupiter u radio opsegu |
Zahvaljujući vulkanskoj aktivnosti, Io, koji se nalazi na udaljenosti od samo oko 4,9R J od gornjeg sloja planete, svake sekunde isporučuje do 1 tone neutralnog plina bogatog sumporom, sumpor-dioksidom, kisikom i natrijem u Jupiterovu magnetosferu. Ovaj gas je delimično jonizovan i formira torus plazme u blizini Iove orbite.
Kao rezultat kombinovanog djelovanja brze rotacije i formiranja intramagnetosferske plazme, stvara se dodatni izvor magnetskog polja - Jupiterov magnetodisk. Plazma se koncentriše u jezgru magnetosfere u području niske geografske širine, formirajući magnetodisk - tanak strujni sloj, vrijednost azimutalne struje u kojoj se smanjuje proporcionalno udaljenosti od planete. Ukupna struja u magnetnom disku dostiže vrijednost od oko 100 miliona ampera.
Elektroni koji se kreću u Jupiterovim radijacijskim pojasevima su izvor snažnog nekoherentnog sinhrotronskog zračenja iz magnetosfere u radio opsegu.
4.14.6. Opće karakteristike satelita i prstenova Jupitera
Trenutno je poznato da Jupiter ima 63 prirodna satelita i sistem prstenova. Svi sateliti su podijeljeni u dvije kategorije: regularne i neregularne.
Osam pravilnih satelita kruži oko Jupitera u smjeru njegove rotacije u gotovo kružnim orbitama. Redovni sateliti se, pak, dijele na unutrašnje (sateliti grupe Amalthea) i glavne (ili galilejske).
Pastirski pratioci.Četiri unutrašnja Jupiterova satelita - Metis (dimenzije 60 × 40 × 34 km), Adrastea (20 × 16 × 14 km), Amalthea (250 × 146 × 128 km) i Teba (116 × 98 × 84 km) - imaju nepravilnog oblika i igraju ulogu tzv pastirski mjeseci koji čuvaju Jupiterove prstenove od raspadanja.
Prstenovi Jupitera. Jupiter ima slabe prstenove koji se nalaze na visini od 55.000 km od atmosfere. Postoje dva glavna prstena i jedan veoma tanak unutrašnji prsten, karakteristične narandžaste boje. glavni dio Prstenovi imaju radijus od 123–129 hiljada km. Debljina prstenova je oko 30 km. Prstenovi su gotovo uvijek ivicom okrenuti prema zemaljskom posmatraču, zbog čega su dugo vremena prošao nezapaženo. Sami prstenovi se uglavnom sastoje od prašine i sitnih kamenih čestica koje slabo reflektuju sunčeve zrake, pa ih je teško razlikovati.
Galilejevi sateliti.Četiri Jupiterova Galilejeva mjeseca (Io, Evropa, Ganimed i Kalisto) su među najvećim mjesecima u Sunčevom sistemu. Ukupna masa Galilejevih mjeseci je 99,999% svih objekata koji kruže oko Jupitera (za više informacija o Galilejevim mjesecima, pogledajte odjeljak 4.14.7 ispod).
Nepravilni sateliti. Uobičajeno je da se nepravilnim satelitima nazivaju oni sateliti čije orbite imaju velike ekscentričnosti; ili sateliti koji se kreću u orbiti u suprotnom smjeru; ili satelite čije orbite karakterišu veliki nagibi prema ekvatorijalnoj ravni. Nepravilni sateliti su, po svemu sudeći, asteroidi uhvaćeni među „Trojancima“ ili „Grcima“.
Nepravilni sateliti koji kruže oko Jupitera u pravcu njegove rotacije:
Themisto (ne čini porodicu);
Grupa Himalija (Leda, Himalija, Lisitija, Elara, S/2000 J 11);
Carpo (ne čini porodicu).
Nepravilni sateliti koji kruže oko Jupitera u suprotnom smjeru:
S/2003 J 12 (ne čini porodicu);
Grupa Karme (13 satelita);
Ananke grupa (16 satelita);
Pasiphe grupa (17 satelita);
S/2003 J 2 (ne čini porodicu).
4.14.7. Galilejevi meseci: Io, Evropa, Ganimed i Kalisto
Galilejske satelite Jupitera (Io, Evropa, Ganimed i Kalisto) otkrio je Galileo Galilej (po kome su i dobili ime) 8. januara 1610. godine.
Galilejevi sateliti rotiraju sinhrono i uvijek su okrenuti istom stranom prema Jupiteru (tj. nalaze se u rezonanciji 1:1 spin-orbita) zbog utjecaja moćnih plimnih sila džinovske planete. Osim toga, Io, Evropa i Ganimed su u orbitalnoj rezonanciji - njihovi orbitalni periodi su u omjeru 1:2:4. Stabilnost orbitalnih rezonancija Ganimedovih satelita uočena je od otkrića, odnosno 400 zemaljskih godina i više od 20 hiljada „satelitskih“ (Ganimedovih) godina (orbitalni period Ganimeda je 7,155 zemaljskih dana).
I o tome(prosječni prečnik - 3640 km, masa - 8,93 × 10 22 kg ili 0,015 Zemljine mase, prosječna gustina - 3,528 g / cm 3) je bliži Jupiteru od ostalih Galilejevih satelita (u prosjeku na udaljenosti od 4,9R J od njegove površine) nego , očigledno, zbog svoje vulkanske aktivnosti - najveće u Sunčevom sistemu. Više od 10 vulkana može eruptirati na površini Ia u isto vrijeme. Kao rezultat toga, Iova topografija se potpuno mijenja tokom nekoliko stotina godina. Najveće erupcije jonskih vulkana izbacuju materiju brzinom od 1 km/s na visinu do 300 km. Kao i kopneni vulkani, vulkani na Io emituju sumpor i sumporni dioksid praktički ne postoje na Io, jer su uništeni stalnim erupcijama i tokovima lave. Pored vulkana, Io ima i nevulkanske planine, jezera rastopljenog sumpora, a viskozna lava teče stotinama kilometara. Za razliku od ostalih Galilejevih mjeseci, Io nema vode ni leda.
Evropa(prečnik - 3122 km, masa - 4,80 × 10 22 kg ili 0,008 Zemljine mase, prosječna gustina - 3,01 g / cm 3) nalazi se u prosjeku na udaljenosti od 8,4R J od površine Jupitera. Evropa je u potpunosti prekrivena slojem vode, pretpostavlja se da je debljine oko 100 km (djelomično u obliku ledene površinske kore debljine 10-30 km; dijelom, kako se vjeruje, u obliku podzemnog tečnog oceana). Niže se nalaze stijene, a u centru se navodno nalazi malo metalno jezgro. Dubina okeana je do 90 km, a zapremina je veća od zapremine Zemljinih okeana. Toplota potrebna za održavanje u tekućem stanju vjerovatno se stvara zbog interakcija plime i oseke (posebno, plime i oseke podižu površinu satelita na visinu do 30 metara). Površina Evrope je veoma ravna, sa samo nekoliko formacija u obliku brda visokih nekoliko stotina metara. Visok albedo (0,67) satelita ukazuje da je površinski led prilično čist. Broj kratera je mali; postoje samo tri kratera prečnika većeg od 5 km.
Jupiterovo jako magnetno polje uzrokuje električne struje u slanom okeanu Evrope, koje formiraju njegovo neobično magnetno polje.
Magnetni polovi nalaze se blizu ekvatora satelita i stalno se pomiču. Promjene u jačini polja i orijentaciji koreliraju s prolaskom Evrope kroz Jupiterovo magnetno polje. Vjeruje se da život može postojati u okeanu Evrope.
U osnovi postoje dva tipa regiona na površini Ganimeda: veoma stari, tamni regioni sa jakim kraterima i mlađi (ali i drevni) svetli regioni obeleženi proširenim redovima grebena i zareza. Poreklo svetlih regiona očigledno je povezano sa tektonskim procesima. Brojni udarni krateri prisutni su na oba tipa Ganimedove površine, što ukazuje na njihovu drevnost - do 3-3,5 milijardi godina (slično kao na površini Mjeseca).
Callisto(prečnik - 4821 km, masa - 1,08 × 10 23 kg ili 0,018 Zemljine mase, prosječna gustina - 1,83 g / cm 3) se u prosjeku nalazi na udaljenosti od 25,3R J od površine Jupitera. Kalisto je jedno od tela sa najviše kratera u Sunčevom sistemu. Shodno tome, površina satelita je veoma stara (oko 4 milijarde godina), a njegova geološka aktivnost je izuzetno niska. Kalisto ima najmanju gustinu od svih Galilejevih meseca (uočava se trend: što je satelit dalje od Jupitera, to je manja njegova gustina) i sastoji se od verovatno 60% leda i vode i 40% stijene i gvožđe. Pretpostavlja se da je Kalisto prekriven ledenom korom debljine 200 km, ispod koje se nalazi sloj vode debljine oko 10 km. Čini se da se dublji slojevi sastoje od stisnutih stijena i leda, s postepenim povećanjem stijena i željeza prema centru.
Dodatna literatura:
T. Owen, S. Atreya, H. Nieman. "Iznenadno pogađanje": prvi rezultati sondiranja atmosfere Titana od strane svemirske letjelice Huygens
Osnovni podaci
| Objekt | radijus orbite, milion km. Kratak opis planete Jupiter |
orbitalni period cirkulacije |
radijus, hiljada km | težina, kg | period cirkulacije oko svoje ose, dana |
ubrzanje slobodnog pada, g | temperatura površine, K |
| Ned | — | — | 695 | 2*10^30 | 24,6 | ||
| Merkur | 58 | 88 dana | 2,4 | 3,3*10^23 | 58,6 | 0,38 | 440 |
| Venera | 108 | 225 dana | 6,1 | 4,9*10^24 | 243 (dol.) | 0,91 | 730 |
| zemlja | 150 | 365 dana | 6,4 | 6*10^24 | 1 | 1 | 287 |
| mars | 228 | 687 dana | 3,4 | 6,4*10^23 | 1,03 | 0,38 | 218 |
| Jupiter | 778 | 12 godina | 71 | 1,9*10^27 | 0,41 | 2,4 | 120 |
| Saturn | 1429 | 29 godina | 60 | 5,7*10^26 | 0,45 | 0,92 | 88 |
| Uran | 2871 | 84 godine | 26 | 8,7*10^25 | 0,72 (rev.) | 0,89 | 59 |
| Neptun | 4504 | 165 godina | 25 | 1,0*10^26 | 0,67 | 1,1 | 48 |
Najveći sateliti planeta
| Objekt | radijus orbite, hiljada km. |
orbitalni period cirkulacije, dani |
radijus, km | težina, kg | vrti se okolo |
| Gannymede | 1070 | 7,2 | 2634 | 1,5*10^23 | Jupiter |
| Titanijum | 1222 | 16 | 2575 | 1,4*10^23 | Saturn |
| Callisto | 1883 | 16,7 | 2403 | 1,1*10^23 | Jupiter |
| I o tome | 422 | 1,8 | 1821 | 8,9*10^22 | Jupiter |
| Mjesec | 384 | 27,3 | 1738 | 7,4*10^22 | zemlja |
| Evropa | 671 | 3,6 | 1565 | 4,8*10^22 | Jupiter |
| Triton | 355 | 5,9 (dol.) | 1353 | 2,2*10^22 | Neptun |
obr - rotira u smjeru suprotnom od orbitalnog kretanja
Jupiter je najveća planeta u Sunčevom sistemu, njegov prečnik je 11 puta veći od prečnika Zemlje, a njegova masa je 318 puta veća od mase Zemlje. Jupiterova orbita oko Sunca traje 12 godina, dok je prosječna udaljenost do Sunca 800 miliona km. Oblačni pojasevi u atmosferi i Velika crvena mrlja čine Jupiter veoma slikovitom planetom.
Jupiter nije kamenita planeta. Za razliku od četiri stenovite planete najbliže Suncu, Jupiter je ogromna lopta od gasa. Postoje još tri gasna giganta koji su još dalje od Sunca: Saturn, Uran i Neptun. Po svom hemijskom sastavu, ove gasovite planete su veoma slične Suncu i veoma se razlikuju od stenovitih unutrašnjih planeta Sunčevog sistema. Jupiterova atmosfera, na primjer, sastoji se od 85 posto vodonika i oko 14 posto helijuma. Iako kroz Jupiterove oblake ne možemo vidjeti nikakvu čvrstu, kamenitu površinu, duboko unutar planete vodonik je pod takvim pritiskom da poprima neke od karakteristika metala.
Jupiter se izuzetno brzo okreće oko svoje ose – svakih 10 sati napravi jedan okret. Brzina rotacije je toliko velika da planeta ispupčena uz ekvator. Ova brza rotacija je također uzrok vrlo jakih vjetrova u gornjim slojevima atmosfere, gdje se oblaci protežu u dugačke šarene trake. Različiti dijelovi atmosfere rotiraju se s nekoliko različite brzine, i upravo ta razlika dovodi do pojave oblačnih pojaseva. Oblaci iznad Jupitera su pjegavi i olujni, tako da se izgled oblačnih traka može promijeniti za samo nekoliko dana. Osim toga, oblaci Jupitera sadrže veoma veliki broj vrtloga i velikih mrlja. Najveća od njih je takozvana Velika crvena mrlja, koja je veća od Zemlje. Može se vidjeti čak i kroz mali teleskop. Velika crvena mrlja je ogromna oluja u Jupiterovoj atmosferi koja se posmatra već 300 godina. Postoji najmanje 16 mjeseci u orbiti oko Jupitera. Jedan od
njih, je najveći satelit u našem solarnom sistemu; veća je od planete Merkur.
Putuje na Jupiter
Pet letjelica je već poslato na Jupiter. Peti od njih, Galileo, lansiran je na šestogodišnje putovanje u oktobru 1989. Svemirske letjelice Pioneer 10 i Pioneer 11 su po prvi put izvršile mjerenja. Pratile su ih dvije svemirske letjelice Voyager, koje su 1979. dale fotografije izbliza koje jednostavno oduzimaju dah. Poslije 1991. svemirski teleskop Hubble počeo je fotografirati Jupiter, a ove slike nisu inferiorne po kvalitetu od onih koje su snimili Voyageri. Osim toga, svemirski teleskop Hubble će snimati nekoliko godina, dok su Voyageri imali na raspolaganju samo kratak vremenski period dok su letjeli pored Jupitera.
Oblaci otrovnog gasa
Tamne, crvenkaste pruge na Jupiteru zovu se pojasevi, a svjetlije pruge nazivaju se zonama. Fotografije snimljene svemirski brodovi I svemirski teleskop“Hubble” trne da se za samo nekoliko sedmica javljaju primjetne promjene na kaiševima i zadnjici. To je zbog činjenice da nam je vidljivo karakterne osobine Jupiter je zapravo obojeni i bijeli oblaci gornje atmosfere. U blizini Velike crvene mrlje nastaju oblaci prelijepe slike sa vrtlozima i talasima. Oblaci koji se vrte u vrtlozima raznose se duž pruga snažnim vjetrom čija brzina prelazi 500 km/h.
Veći dio Jupiterove atmosfere bio bi štetan za ljude. Pored preovlađujućih gasova - vodonika i helijuma - sadrži i metan, otrovni amonijak, vodenu paru i acetilen. Takvo mjesto bi vam bilo smrdljivo. Ovo sastav gasa izgleda sunčano.
Bijeli oblaci sadrže kristale smrznutog amonijaka i vodenog leda. Smeđi, crveni i plavi oblaci mogu imati svoju boju hemikalije, slično našim bojama, ili sumpor. Munje grmljavine mogu se vidjeti kroz vanjske slojeve atmosfere.
Aktivni sloj oblaka je prilično tanak, manji od jedne stotinke polumjera planete. Ispod oblaka temperatura se postepeno povećava. I iako je na površini sloja oblaka -160°C, spuštajući se kroz atmosferu samo 60 km, našli bismo istu temperaturu kao i na površini Zemlje. A malo dublje, temperatura već dostiže tačku ključanja vode.
Neobična supstanca
U dubinama Jupitera materija počinje da se nosi na veoma neobičan način. Iako se ne može isključiti da se u centru planete nalazi malo gvozdeno jezgro, ipak najveći deo duboko područje sastoji se od vodonika. Unutar planete, pod ogromnim pritiskom, vodonik se iz gasa pretvara u tečnost. Na sve dubljim i dubljim nivoima, pritisak nastavlja da raste zbog kolosalne težine gornjih slojeva atmosfere.
Na dubini od oko 100 km nalazi se ogroman okean tečnog vodonika. Ispod 17.000 km, vodonik postaje toliko komprimiran da se njegovi atomi uništavaju. A onda počinje da se ponaša kao metal; u ovom stanju lako provodi električnu energiju. Struja, metalni vodonik koji teče stvara jako magnetno polje oko Jupitera.
Metalni vodonik i dubine Jupitera su primjer neobičnog izgleda materiju, koju astronomi mogu proučavati, a koju je gotovo nemoguće reprodukovati u laboratorijskim uslovima.
Skoro zvezda
Jupiter oslobađa više energije nego što prima od Sunca. Mjerenja svemirskih letjelica pokazala su da Jupiter emituje oko 60 posto više toplotne energije nego što prima od sunčevog zračenja.
Smatra se da dodatna toplota dolazi iz tri izvora: iz rezervi toplote preostale od formiranja Jupitera; mulj energije koji se oslobađa u procesu sporog sabijanja, kontrakcije planete; i, konačno, od energije radioaktivnog raspada.
Planeta Jupiter
Ova toplota, međutim, ne nastaje prestankom vodonika u helijum, kao što se dešava u zvezdama. U stvari, čak i najmanje zvijezde koje iskorištavaju energiju takvog završetka su oko 80 puta masivnije od Jupitera. To znači da drugi "solarni sistemi" mogu imati planete veće od Jupitera, iako manje od zvijezde.
Radio stanica Jupiter
Jupiter je prirodna radio stanica. Iz Jupiterovih radio signala ne može se izvući nikakvo značenje, jer se oni u potpunosti sastoje od šuma. Ove radio signale stvaraju elektroni koji jure kroz Jupiterovo vrlo jako magnetno polje. Snažne oluje i udari groma su naglašeni na haotičnoj radio urlici. Jupiter ima jako magnetno polje koje se prostire na 50 prečnika planeta u svim smjerovima. Nijedna druga planeta u Sunčevom sistemu nema tako jak magnetizam niti proizvodi tako moćnu radio emisiju.
Mjeseci Jupitera
Porodica od 16 Jupiterovih mjeseci je poput minijaturnog solarnog sistema, gdje Jupiter igra ulogu Sunca, a njegova lupa ulogu planeta. Najveći mjesec je Ganimed, njegov prečnik je 5262 km. Prekrivena je debelom korom leda koja leži na vrhu kamenog jezgra. Postoje brojni tragovi bombardovanja meteorita, kao i dokazi o sudaru sa ogromnim asteroidom prije 4 milijarde godina.
Kalisto je velik skoro kao Ganimed, a cijela mu je površina gusto prošarana kraterima. Evropa ima najlakšu površinu. Jedna petina Evrope sastoji se od vode, koja na njoj formira ledenu školjku debljine 100 km. Ovaj ledeni premaz reflektuje svetlost jednako snažno kao oblaci Venere.
Od svih petlji, najslikovitiji je Io, koji rotira najbliže Jupiteru. Iova cista je potpuno neobična - mješavina je crne, crvene i žute. Ova nevjerovatna boja objašnjava se činjenicom da je velika količina sumpora izbila iz dubine Ioa. Voyagerove kamere su pokazale nekoliko aktivnih vulkana na Iu; emituju fontane sumpora 200 km visoko iznad površine. Sumporna lava izlijeće brzinom od 1000 m i sekunde. Dio ovog materijala lave izlazi iz Iove nulte gravitacije i formira prsten koji okružuje Jupiter.
Površina Ioa se brusila. Možemo ovo obećati jer gotovo da izgleda kao meteoritski krater. Iova orbita je manje od 400.000 km od Jupitera. Stoga je Io podložan ogromnim plimnim silama. Konstantno izmjenjivanje rastezanja i sabijanja plime unutar Ioa stvara intenzivno unutrašnje trenje. Zahvaljujući tome, unutrašnje oblasti ostaju vruće i rastopljene, uprkos velikoj udaljenosti Ia od Sunca.
Osim četiri velika mjeseca, Jupiter ima i male "lune". Četiri od njih lete niže iznad Jupiterove površine od Ia, a naučnici vjeruju da su to jednostavno veliki komadi drugih mjeseca koji su prestali postojati.
Jupiter je najveća planeta. Prečnik planete je 11 puta veći od prečnika Zemlje i iznosi 142.718 km.
Oko Jupitera postoji tanak prsten koji ga okružuje. Gustina prstena je veoma mala, pa je nevidljiv (kao Saturn).
Period rotacije Jupitera oko svoje ose je 9 sati i 55 minuta. U ovom slučaju, svaka tačka na ekvatoru kreće se brzinom od 45.000 km/h.
Budući da Jupiter nije čvrsta lopta, već se sastoji od plina i tekućine, njegovi ekvatorijalni dijelovi rotiraju brže od polarnih područja. Osa rotacije Jupitera je gotovo okomita na njegovu orbitu, stoga je promjena godišnjih doba na planeti slabo izražena.
Masa Jupitera daleko premašuje masu svih ostalih planeta u Sunčevom sistemu zajedno i iznosi 1,9. 10 27 kg. Štaviše, prosječna gustina Jupitera je 0,24 prosječne gustine Zemlje.
Opće karakteristike planete Jupiter
Atmosfera Jupitera
Jupiterova atmosfera je veoma gusta. Sastoji se od vodonika (89%) i helijuma (11%), koji po hemijskom sastavu podsećaju na Sunce (slika 1). Njegova dužina je 6000 km. Atmosfera narandžaste boje
dodati jedinjenja fosfora ili sumpora. Štetan je za ljude jer sadrži otrovni amonijak i acetilen.
Različiti dijelovi atmosfere planete rotiraju sa različitim brzinama. Ova razlika je dovela do oblačnih pojaseva, kojih Jupiter ima tri: na vrhu - oblaci smrznutog amonijaka; ispod njih su kristali amonijuma i metan vodonik sulfida, au najnižem sloju vodeni led i, moguće, tečna voda. Temperatura gornjih oblaka je 130 °C. Osim toga, Jupiter ima koronu vodonika i helijuma. Vjetrovi na Jupiteru dostižu brzinu od 500 km/h.
Obilježje Jupitera je Velika crvena mrlja, koja se posmatra već 300 godina. Otkrio ga je 1664. godine engleski prirodnjak Robert Hooke(1635-1703). Sada njegova dužina dostiže 25.000 km, a prije 100 godina bila je oko 50.000 km. Ovo mjesto je prvi put opisano 1878. godine i skicirano prije 300 godina. Čini se da živi svoj život - širi se i skuplja. Njegova boja se takođe menja.
Američke sonde Pioneer 10 i Pioneer 11, Voyager 1 i Voyager 2, a Galileo su otkrile da ta tačka nema čvrstu površinu, a rotira kao ciklon u Zemljinoj atmosferi. Vjeruje se da je Velika crvena mrlja atmosferski fenomen, vjerovatno vrh ciklona koji bjesni u Jupiterovoj atmosferi. Bijela mrlja veća od 10.000 km također je otkrivena u Jupiterovoj atmosferi.
Od 1. marta 2009. Jupiter ima 63 poznata satelita. Najveći od njih, Evropa, veličine je Merkura. Uvek su okrenuti Jupiteru jednom stranom, kao Mesec prema Zemlji. Ovi sateliti se nazivaju Galilejevi, jer ih je prvi otkrio italijanski fizičar, mehaničar i astronom Galileo Galilei(1564-1642) 1610. godine, testirajući svoj teleskop. Io ima aktivne vulkane.
Rice. 1. Sastav Jupiterove atmosfere
Jupiterovih dvadeset vanjskih satelita toliko je udaljeno od planete da su nevidljivi golim okom s njene površine, a Jupiter se čini manjim od Mjeseca na nebu najudaljenijeg.
Sonda koja je nosila svemirski brod Galileo ušla je u Jupiter. Sonda je dobila važne podatke o strukturi Jupiterovog oblačnog sloja i hemijskom sastavu njegove atmosfere. Jupiterova atmosfera se uglavnom sastoji od vodonika i helijuma. Štaviše, pokazalo se da je helijum znatno manji nego u primarnom sastavu Sunca. To se objašnjava činjenicom da se helijum, budući da je teži, taloži u nižim slojevima atmosfere. Za preostale elemente ostaje samo 1% težine. Pokazalo se da je ugljika i sumpora 2-3 puta više nego u sastavu Sunca. Galilejevi rezultati pokazuju da se čini da je temperatura u jezgru Jupitera najmanje 20.000 K.
Stripes
Evropa
Već prve slike sa Voyagera privukle su pažnju na Evropu, Jupiterov satelit. Na Evropi je otkrivena gusta mreža linija koje se seku. Detaljnije istraživanje površine Evrope, koje je posebno izvršio svemirski brod Galileo, pokazalo je da je površina Evrope džinovski ledeni pokrivač, razbijen brojnim pukotinama. Debljina poklopca još uvijek nije poznata. Prema različitim procjenama, kreće se od 10 do 20 km. Međutim, odnedavno se vjeruje da je debljina ledenog pokrivača znatno manja.
Prije nekoliko godina otkriveno je da se ogromni ledeni blokovi kreću u pukotinama, što se tumači kao znak prisustva tekuće vode na Evropi. Prisustvo tečne vode je neophodan uslov za postojanje života. Međutim, trenutno nije nemoguće provesti nijedno istraživanje koje bi moglo potvrditi ili opovrgnuti ovu pretpostavku.
Nivoi oblaka: Kada pritisak Jupiterove atmosfere dostigne pritisak zemljine atmosfere, zastaćemo i pogledati oko sebe. Iznad možete vidjeti uobičajeno plavo nebo, gusti bijeli oblaci kondenzovanog amonijaka kovitlaju se okolo. Njegov miris je neprijatan za ljude, tako da nema smisla provetravati našu posmatračku tačku; Osim toga, vani je mraz: -100°C.
Crvenkasta boja nekih Jovijanskih oblaka sugerira da postoje mnogi kompleksi hemijska jedinjenja. Različite hemijske reakcije u atmosferi pokreću ultraljubičasto zračenje sunca, snažni udari munje (oluja sa grmljavinom na Jupiteru mora da je impresivan prizor!) i toplota koja dolazi iz unutrašnjosti planete. Atmosfera Jupitera, pored vodonika (81%) i male frakcije helijuma (18%), sadrži male količine metana, amonijaka i vodene pare. Naučnici su takođe pronašli tragove acetilena, etana, ugljen monoksida, cijanovodonične kiseline, germanijum hidrida, fosfina i propana. Iz ove hemijske „kaše“ teško je izabrati glavne kandidate za ulogu narandžaste boje atmosfere: to mogu biti jedinjenja fosfora, sumpora ili organska jedinjenja.
Sljedeći sloj oblaka čine crveno-smeđi kristali amonijum hidrosulfida na temperaturi od -10°C. Vodena para i vodeni kristali formiraju donji sloj oblaka na temperaturi od 20°C i pritisku od nekoliko atmosfera - skoro iznad samoj površini Jupiterovog okeana. (Iako neki modeli dozvoljavaju prisustvo četvrtog sloja oblaka - napravljenog od tečnog amonijaka.)
Debljina atmosferskog sloja u kojem nastaju sve ove zadivljujuće strukture oblaka je 1000 km. Tamne pruge i svijetle zone paralelne s ekvatorom odgovaraju atmosferskim strujanjima različitim pravcima(neki zaostaju za rotacijom planete, drugi su ispred nje). Brzina ovih struja je do 100 m/s. Na granici višesmjernih struja nastaju džinovski vrtlozi. Posebno je impresivna Velika crvena mrlja - kolosalni atmosferski vrtlog. Ne zna se kada je nastao, ali se u teleskopima posmatra već 300 godina.
Nedavna istraživanja pokazuju da što je planeta udaljenija od Sunca, to je njena atmosfera manje turbulentna, dolazi do manje intenzivne razmjene toplote između susjednih regija i manje energije se raspršuje. U atmosferi velikih planeta fizički procesi su takvi da se energija iz pojedinačnih malih područja prenosi na veća, a zatim akumulira u globalnim vazdušnim strukturama - zonskim tokovima. Ovi potoci su pojasevi oblaka koji se mogu vidjeti čak i malim teleskopom. Susjedni potoci se kreću u suprotnim smjerovima. Njihova boja može malo varirati u zavisnosti od hemijskog sastava. Oblaci u boji nalaze se u najvišim slojevima Jupitera (njihova dubina je oko 0,1-0,3% poluprečnika planete). Podrijetlo njihove boje ostaje misterija, iako se, očigledno, može tvrditi da je povezana s komponentama u tragovima atmosfere i ukazuje na složene kemijske procese koji se u njoj odvijaju. Na osnovu istraživanja sonde Cassini krajem 2000. godine, otkriveno je da su svjetlosne pruge i Velika crvena mrlja (džinovska oluja s velikom osom od oko 35 hiljada km i malom osom od 14 hiljada km) povezani sa silaznim strujama (vertikalna cirkulacija atmosferskih masa); Oblačnost je ovdje veća, a temperatura niža nego u drugim područjima. Boja oblaka korelira sa visinom: plave strukture su najviše, smeđe leže ispod njih, zatim bijele. Crvene strukture su najniže. Crvenkasta nijansa planete pripisuje se uglavnom prisustvu crvenog fosfora u atmosferi i moguće organske materije proizvedene električnim pražnjenjem. U oblasti gde je pritisak oko 100 kPa, temperatura je oko 160 K. U atmosferi Jupitera primećene su oluje sa grmljavinom. Temperatura gornjih oblaka je -130°C. Jupiter oslobađa 60% više energije nego što prima od Sunca. Atmosfera odražava 45% incidenta sunčeva svetlost. Utvrđeno je i prisustvo jonosfere čija je dužina u visinu oko 3000 km.
Velika crvena mrlja: Površina Jupitera se ne može posmatrati direktno zbog gustog sloja oblaka, koji predstavlja uzorak naizmjeničnih tamnih pruga i svijetlih zona. Razlike u boji pruge nastaju zbog malih kemijskih i temperaturnih razlika. Položaji i veličine pruga i zona postepeno se mijenjaju tokom vremena. Svijetle boje, koji su vidljivi u oblacima Jupitera, verovatno su rezultat pametnih hemijskih reakcija elemenata u tragovima u njegovoj atmosferi, verovatno uključujući sumpor, čija jedinjenja stvaraju širok spektar boja. Tamne pruge i svijetle zone strukture oblaka Jupitera, čija brzina ponekad doseže 500 km/h, duguju i samo postojanje i svoj oblik uraganskim vjetrovima koji okružuju planetu u meridijanskom smjeru. Na Zemlji vjetrove stvaraju velike razlike u temperaturi - više od 40° Celzijusa između pola i ekvatora. Ali i pol i ekvator Jupitera imaju približno istu temperaturu (-130°C), barem u podnožju oblaka. Očigledno, Jupiterove vjetrove uglavnom kontroliraju njegovi unutrašnja toplota, a ne solarno, kao na 3. Zemlji.
Uglavnom hemijski sastav Atmosfera cijele planete ne razlikuje se bitno od solarne i slična je maloj zvijezdi.
Velika crvena mrlja je ovalni dimenzija 14.000 x 35.000 km (odnosno dva Zemljina diska). Materija u Velikoj crvenoj tački se kreće suprotno od kazaljke na satu, praveći punu revoluciju svakih 7 zemaljskih dana. Tačka se pomera u odnosu na prosječnu poziciju, sad u jednom smjeru, pa u drugom. Istraživanja pokazuju da je prije 100 godina njegova veličina bila dvostruko veća. Godine 1938. zabilježeno je formiranje i razvoj tri velika bijela ovala blizu 30° južne geografske širine. Posmatrači su također primijetili niz malih bijelih ovala, koji također predstavljaju vrtloge. Stoga možemo vjerovati da Crvena mrlja nije jedinstvena formacija, već najmoćniji član porodice oluja. Istorijski zapisi to dugo ne otkrivaju postojeći sistemi u srednjim sjevernim geografskim širinama. Postoje veliki tamni ovali blizu 15° severne geografske širine, ali iz nekog razloga uslovi neophodni za pojavu vrtloga i njihovu kasniju transformaciju u stabilne sisteme poput crvene mrlje postoje samo na južnoj hemisferi.
Ponekad na Jupiteru dolazi do sudara tako velikih ciklonskih sistema. Jedna od njih dogodila se 1975. godine, zbog čega je crvena boja pjege izblijedjela nekoliko godina. 2002. godine došlo je do sličnog sudara između Velike crvene mrlje i Velikog bijelog ovala. Bijeli oval je dio pojasa oblaka s orbitalnim periodom kraćim od Velike crvene mrlje. Oval je počeo da usporava Velika crvena tačka krajem februara 2002. godine, a sudar se nastavio mesec dana. Crvena boja Velike crvene mrlje je misterija za naučnike i može biti uzrokovana hemikalijama uključujući fosfor. Zapravo, boje i mehanizmi koji stvaraju izgled cjelokupne atmosfere Jovijana još uvijek su slabo shvaćeni i mogu se objasniti samo direktnim mjerenjem njenih parametara.
spoj: Gornji sloj oblaka je debeo oko 50 km. U ovom regionu, pritisak u atmosferi je uporediv sa onim na Zemlji, ali se brzo povećava sa dubinom. Ispod oblaka se nalazi sloj debljine približno 21.000 km, koji se sastoji od mješavine vodonika i helijuma, koji postepeno mijenja svoje stanje iz plinovitog u tekuće s povećanjem pritiska i temperature (do 6000 °C). Ispod sloja tekućeg vodonika nalazi se more tekućeg metalnog vodonika duboko 40.000 km. Tečni metalni vodonik, nepoznat na Zemlji, nastaje pod pritiskom od 3 miliona atmosfera. Sastavljen od protona i elektrona, odličan je provodnik struje. Nedavni eksperimenti su pokazali da vodonik ne mijenja svoju fazu naglo, što znači da unutrašnjost Jupitera nema jasne granice između slojeva. Naučnici vjeruju da Jupiter ima hard core jedan i po prečnika Zemlje, ali 10-30 puta gušće. Čak i ako na Jupiteru postoji čvrsta površina, ne možete stajati na njoj bez straha da ćete biti zgnječeni od težine atmosfere ispod. Prema teorijskim proračunima, temperatura jezgra planete je oko 30.000°C, a pritisak 30-100 miliona atmosfera. Takvi uslovi nisu dovoljni za termonuklearne reakcije, ali Jupiter emituje oko 2 puta više energije u svemir nego što prima od Sunca. Najvjerovatnije je da je višak toplinskog zračenja planete rezultat gravitacijske kompresije planete, koja traje do danas. Toplota se kreće kroz atmosferu i curi kroz područja bez oblaka, prikladno nazvana "vruće tačke". Jupiter se brzo okreće oko svoje ose (2,5 puta brže od Zemlje), a djelovanje ogromne centrifugalne sile je uzrokovalo da se planeta primjetno spljošti. Polarni polumjer Jupitera je 4400 km manji od ekvatorijalnog. Kao i na Suncu, njegova brzina rotacije na ekvatoru ima maksimalnu vrijednost i opada sa povećanjem geografske širine. Razlog ove razlike ostaje nejasan do danas.
Za razliku od Zemlje, Jupiterova atmosfera nema mezosferu. Na Jupiteru nema čvrste površine, a najniži nivo atmosfere - troposfera - glatko prelazi u vodonični okean plašta. Ne postoje jasne granice između tečnosti i gasa, jer su temperatura i pritisak na ovom nivou mnogo veći od kritičnih tačaka za vodonik i helijum. Vodonik postaje superkritični fluid pri pritisku od približno 12 bara.
Troposfera - obuhvata složen sistem oblaka i magle, sa slojevima amonijaka, amonijum hidrosulfida i vode. Gornji oblaci amonijaka koji se posmatraju na "površini" Jupitera organizovani su u brojne trake paralelne sa ekvatorom i omeđene jakim zonalnim atmosferskim strujama (vetrovima) poznatim kao "mlaz". Pruge imaju različite boje: tamnije pruge se obično zovu „pojasevi“, a svijetle pruge se nazivaju „zone“. Zone su područja uzlaznih tokova koja imaju nižu temperaturu od pojaseva – područja silaznih tokova.
Poreklo strukture pruga i mlaza nije sa sigurnošću poznato; Model površine pretpostavlja da je to površinske pojave preko stabilnih unutrašnjih regiona. Duboki model pretpostavlja da su pruge i mlaznice površinske manifestacije duboke cirkulacije koja se odvija u Jovijanskom omotaču, koji se sastoji od molekularnog vodonika i organiziran je u obliku sistema cilindara.
|
Prvi pokušaji da se objasni dinamika Jupiterove atmosfere datiraju iz 1960-ih. One su se dijelom temeljile na zemaljskoj meteorologiji, koja je u to vrijeme bila dobro razvijena. Pretpostavljalo se da atmosferski tokovi na Jupiteru nastaju zbog turbulencije, koja je zauzvrat podržana vlažnom konvekcijom u vanjskom sloju atmosfere (iznad oblaka). Vlažna konvekcija je pojava koja se povezuje sa kondenzacijom i isparavanjem vode, to je jedan od glavnih fenomena koji utječu na formiranje kopnenog vremena. Pojava strujanja u ovom modelu povezana je sa dobro poznatim svojstvom dvodimenzionalne turbulencije - takozvanom reverznom kaskadom, u kojoj se male turbulentne strukture (vrtlozi) spajaju i formiraju veće vrtloge. Zbog konačna veličina Na planetama, takve strukture ne mogu rasti dalje od određene karakteristične skale za Jupiter, to se zove Rajnska skala. To je zbog uticaja Rossby talasa. Mehanizam je sljedeći: kada najveća turbulentna struktura dostigne određenu veličinu, energija počinje teći u Rossby valove, a ne u veću strukturu, obrnuta kaskada se zaustavlja. Na sferičnoj planeti koja se brzo rotira, odnos disperzije za Rossby talase je anizotropan, tako da je Rajnska skala u pravcu paralela veća nego u pravcu meridijana. Kao rezultat, formiraju se velike strukture koje se protežu paralelno s ekvatorom. Čini se da je njihov meridionalni opseg isti kao i stvarna širina potoka. Dakle, u modelima blizu površine, vrtlozi prenose energiju tokovima i stoga bi trebali nestati. |
|
Površinski modeli Jupiterove atmosfere |
|
Prvi model dubine predložio je Busse 1976. Zasnovan je na Taylor-Proudman teoremi, dobro poznatoj u hidrodinamici, koja glasi: u bilo kojoj brzo rotirajućoj barotropnoj idealnoj tekućini, tokovi su organizirani u niz cilindara paralelnih osi rotacije. Uslovi teoreme se vjerovatno posmatraju u uslovima unutrašnjosti Jupitera. Stoga se vodonični omotač Jupitera može podijeliti na mnogo cilindara, od kojih svaki ima nezavisnu cirkulaciju. Na onim geografskim širinama gdje se vanjske i unutrašnje granice cilindara sijeku s vidljivom površinom planete, formiraju se tokovi, a sami cilindri su vidljivi kao zone i pojasevi. |
|
Duboki modeli Jupiterove atmosfere |
Jupiterova atmosfera doživljava niz aktivnih pojava kao što su nestabilnost pojasa, vrtlozi (cikloni i anticikloni), oluje i munje. Kovitlaci se pojavljuju kao velike crvene, bijele i smeđe mrlje (ovalne). Dvije najveće mrlje - Velika crvena mrlja (GRS) i Oval BA - imaju crvenkastu nijansu. One su, kao i većina drugih velikih mjesta, anticikloni. Mali anticikloni su obično bijele boje. Pretpostavlja se da dubina vrtloga ne prelazi nekoliko stotina kilometara.
Smješten na južnoj hemisferi, BKP je najveći poznati vrtlog u Sunčevom sistemu. Ovaj vrtlog bi mogao da primi nekoliko planeta veličine Zemlje i postoji najmanje 350 godina. Ovalni BA, koji se nalazi južno od BKP-a i tri puta je manji od potonjeg, je crvena mrlja nastala 2000. godine spajanjem tri bijela ovala.
Jupiter je stalno podložan jakim olujama i grmljavini. Oluja je rezultat vlažne konvekcije u atmosferi koja je povezana s isparavanjem i kondenzacijom vode. To su područja snažnog uzlaznog kretanja zraka, što dovodi do stvaranja svijetlih i gustih oblaka. Oluje se uglavnom formiraju u pojasevima. Udari groma na Jupiter su mnogo jači nego na Zemlji, ali ih je manje, dakle prosječan nivo aktivnost grmljavine je bliska onoj na Zemlji.
Informaciju o stanju gornjeg sloja atmosfere dobila je sonda Galileo prilikom spuštanja u atmosferu Jupitera.
Pošto donja granica atmosfere nije poznata sa sigurnošću, nivo pritiska od 10 bara, 90 km ispod 1 bara, sa temperaturom od oko 340 K, smatra se osnovom troposfere. U naučnoj literaturi, nivo pritiska od 1 bar se obično bira kao nulta tačka za visine „površine“ Jupitera. Kao i na Zemlji, gornji nivo atmosfere - egzosfera - nema jasno definisanu granicu. Njegova gustoća se postepeno smanjuje, a egzosfera glatko prelazi u međuplanetarni prostor otprilike 5000 km od "površine".
 |
|
Prema podacima iz svemirske letjelice Juno, slojevi oblaka leže dublje nego što se očekivalo, uključujući teške oblake amonijaka. Umjesto da bude ograničen gornji slojevi u oblacima, čini se da se amonijak koncentriše mnogo dublje, na dubini od 350 kilometara. Signatura amonijaka se bilježi između površinskih oblaka (koji počinju na dubini od 100 km) i konvektivnog područja (500 km). |
|
Atmosfera Jupitera |
Vertikalne varijacije temperature u atmosferi Jovijana slične su onima na Zemlji. Temperatura troposfere opada sa visinom sve dok ne dostigne minimum koji se naziva tropopauza, što je granica između troposfere i stratosfere. Na Jupiteru, tropopauza je otprilike 50 km iznad vidljivih oblaka (ili nivoa od 1 bara), gdje su tlak i temperatura blizu 0,1 bara i 110 K. U stratosferi, temperatura raste na približno 200 K kada uđe u termosferu i na visini i pritisku od oko 320 km i 1 µbar. U termosferi, temperatura nastavlja da raste, na kraju dostižući 1000 K na približno 1000 km visine i pritisku od 1 nanobara.
Troposferu Jupitera karakteriše složena struktura oblaka. Gornji oblaci, koji se nalaze na nivou pritiska od 0,6-0,9 bara, sastoje se od amonijačnog leda. Pretpostavlja se da postoji donji sloj oblaka koji se sastoji od amonijum hidrosulfida (ili amonijum sulfida) (između 1-2 bara) i vode (3-7 bara). Ovo definitivno nisu oblaci metana, jer je tamo temperatura previsoka da bi se kondenzovao. Vodeni oblaci čine najgušći sloj oblaka i imaju snažan uticaj na dinamiku atmosfere. To je rezultat visoke kondenzacijske topline vode i njenog većeg sadržaja u atmosferi u odnosu na amonijak i sumporovodik (kiseonik je češći hemijski element od azota ili sumpora).
 |
|
Primjer oblaka amonijaka na Jupiteru
|
|
Atmosfera Jupitera |
Različiti troposferski (200-500 mbar) i stratosferski (10-100 mbar) slojevi magle nalaze se iznad glavnog sloja oblaka. Potonji se sastoje od kondenziranih teških policikličkih aromatičnih ugljikovodika ili hidrazina, koji nastaju u stratosferi (1-100 μbar) pod utjecajem sunčevog ultraljubičastog zračenja na metan ili amonijak. Obilje metana u odnosu na molekularni vodonik u stratosferi je 10 -4, dok je odnos ostalih ugljovodonika, kao što su etan i acetilen, i molekularnog vodonika oko 10 -6.
Termosfera Jupitera nalazi se na nivou pritiska ispod 1 μbar i karakterišu je fenomeni kao što su atmosferski sjaj, aurora i rendgenska emisija. Unutar ovog nivoa atmosfere, sve veće gustine elektrona i jona formiraju jonosferu. Razlozi za rasprostranjenost visokih temperatura (800-1000 K) u atmosferi nisu u potpunosti objašnjeni; Trenutni modeli ne predviđaju temperature iznad 400 K. Ovo može biti zbog adsorpcije visokoenergetskog sunčevog zračenja (ultraljubičastog ili rendgenskog zračenja), zagrijavanja nabijenih čestica zbog ubrzanja u Jupiterovoj magnetosferi ili disipacije gravitacijskih valova koji se šire prema gore.
Na niskim geografskim širinama i na polovima, termosfera i egzosfera su izvori rendgenskog zračenja, što je prvi uočila Einsteinova opservatorija 1983. godine. Energetske čestice iz Jupiterove magnetosfere uzrokuju svijetle auroralne ovale koji okružuju polove. Za razliku od svojih kopnenih kolega, koji se pojavljuju samo tokom magnetnih oluja, aurore se stalno opažaju u Jupiterovoj atmosferi. Termosfera Jupitera je jedino mjesto van Zemlje gdje je pronađen troatomski jon (H 3 +). Ovaj jon izaziva snažnu emisiju u srednjem infracrvenom području spektra na talasnim dužinama između 3 i 5 μm i deluje kao glavno rashladno sredstvo termosfere.
Hemijski sastav
Atmosfera Jupitera je najpotpunije proučavana u odnosu na druge atmosfere plinovitih divova, budući da ju je direktno sondirala svemirska letjelica Galileo, koja je lansirana u atmosferu Jupitera 7. decembra 1995. godine. Izvori informacija su i zapažanja iz Infracrvene svemirske opservatorije (ISO), interplanetarne sonde Galileo i Cassini, kao i podaci posmatranja sa zemlje.
Gasni omotač koji okružuje Jupiter pretežno se sastoji od molekularnog vodonika i helijuma. Relativna količina helijuma je 0,157 ± 0,0036 u odnosu na molekularni vodonik u smislu broja molekula i njegovog masenog udjela, 0,234 ± 0,005, nije mnogo niža od primarne vrijednosti u Sunčevom sistemu. Razlog za to nije sasvim jasan, ali budući da je gušći od vodonika, većina helijuma se može kondenzirati u Jupiterovo jezgro. Atmosfera takođe sadrži mnoga jednostavna jedinjenja, kao što su voda, metan (CH 4), vodonik sulfid (H 2 S), amonijak (NH 3) i fosfin (PH 3). Njihova relativna zastupljenost u dubokoj (ispod 10 bara) troposferi implicira da je Jupiterova atmosfera 3-4 puta bogatija ugljikom, dušikom, sumporom i vjerovatno kisikom od Sunca. Količina plemenitih gasova kao što su argon, kripton i ksenon je veća od količine onih na Suncu (vidi tabelu), dok je neon očigledno manji. Ostala hemijska jedinjenja, arsin (AsH 3) i german (GeH 4), prisutna su samo u tragovima. Jupiterova gornja atmosfera sadrži male relativne količine jednostavnih ugljikovodika: etana, acetilena i diacetilena, koji nastaju pod utjecajem sunčevog ultraljubičastog zračenja i nabijenih čestica koje pristižu iz Jupiterove magnetosfere. Smatra se da su ugljen dioksid, ugljen monoksid i voda u gornjim slojevima atmosfere posledica sudara sa Jupiterovom atmosferom kometa kao što je kometa Shoemaker-Levy 9. Voda ne može doći iz troposfere jer tropopauza, koja deluje kao hladna zamka, efektivno sprečava da se voda podigne do nivoa stratosfere.
|
|
||
Element |
Ned |
Jupiter/Sunce |
3,6 ± 0,5 (8 bara) |
||
0,033 ± 0,015 (12 bara) |
||
|
Prevalencija elemenata u omjeru |
||
Stav |
Ned |
Jupiter/Sunce |
0,0108 ± 0,0005 |
||
2,3 ± 0,3*10 -3 |
||
1,5 ± 0,3*10 -4 |
1,66 ± 0,05*10 -4 |
|
3,0 ± 0,17*10 -5 |
2,25 ± 0,35*10 -5 |
|
|
Odnos izotopa na Jupiteru i Suncu |
||
Opservacije sa zemlje, kao i posmatranja sa svemirskih letelica, doveli su do poboljšanog znanja o omjerima izotopa u Jupiterovoj atmosferi. Od jula 2003. godine, prihvaćena vrijednost za relativnu količinu deuterija je (2,25 ± 0,35) * 10 -5, što vjerovatno predstavlja primarnu vrijednost za protosolarnu maglinu od koje je nastao Sunčev sistem. Odnos izotopa dušika 15 N i 14 N u atmosferi Jupitera je 2,3 * 10 -3, što je za trećinu niže nego u Zemljinoj atmosferi (3,5 * 10 -3). Potonje otkriće je posebno značajno, jer su prethodne teorije o formiranju Sunčevog sistema vjerovale da su zemaljske vrijednosti za izotope dušika primarne.
Za razliku od Zemljinih oblaka, koji se sastoje samo od vode, Jupiterovi oblaci sadrže različita jedinjenja vodonika, ugljenika, azota, kiseonika, sumpora i fosfora. Njihov sastav je određen pritiskom, temperaturom, osvjetljenjem i atmosferskim kretanjima. Odavno je poznato da Jupiterova atmosfera sadrži amonijak (NH 3) i metan (CH 4), čiji molekuli sadrže mnogo vodika. Ali amonijak, metan, vodena para, amonijum hidrosulfid (NH 3 H 2 S) su sve male komponente dijela Jupiterove atmosfere koji se može proučavati. Imajte na umu da su jake trake amonijačne pare svojstvene Jupiteru jedva primjetne kod Saturna, a Uran i Neptun ih uopće nemaju, jer je sav amonijak zamrznut duboko ispod njihovih oblačnih slojeva. Ali metanske trake ovih planeta postaju veoma široke i zauzimaju značajan dio spektra u crveno-plavom dijelu, što ovim planetama daje plavo-zelenu boju.
Na nivou oblaka Jupitera sadržaj vodene pare je 1,5*10 -3, metana 8,3*10 -3, amonijum hidrosulfida u gasnoj fazi 2,8*10 -5, amonijaka 1,7*10 -4. Istovremeno, sadržaj amonijaka je promjenjiv i ovisi o nadmorskoj visini. To je ono što čini vidljivi pokrivač oblaka; njegova temperatura kondenzacije zavisi od pritiska i iznosi 130-200 K, što se u proseku poklapa sa onim što se posmatra na nivou oblaka. Na temperaturi od 165 K, pritisak amonijaka iznad ledenih kristala amonijaka je 1,9 mbar, a na 170 K se udvostručuje. Za kondenzaciju metana pri istim pritiscima potrebna je znatno niža temperatura, 79 K. Dakle, metan u atmosferi Jupiter u čvrstu fazu, očigledno se ne kondenzuje.
Zajedno sa kristalima, u oblacima bi trebalo da budu prisutne i kapi tečnog amonijaka. Boja oblaka sa ovom mešavinom je bijela sa blagim žućkastim nijansama, karakterističnim za zone. Međutim, potrebno je neko drugo sredstvo za bojenje da bi se objasnile crveno-smeđe nijanse pojaseva. Očigledno, neke nijanse boja pojasevima daje fosfin (PH 3) - plinovito jedinjenje fosfora s vodonikom, čiji je sadržaj oko 6 * 10 -7. Na temperaturama od 290 do 600 K se razgrađuje sa oslobađanjem crvenog fosfora. Nasuprot tome, na niskim temperaturama, fosfor se ponovo spaja sa vodonikom. Boja oblaka se takođe može povezati sa vodonikom i amonijum polisulfidima i sumporom. Spisak gasova prisutnih u atmosferi Jupitera takođe uključuje etan, acetilen i malu količinu cijanovodonične kiseline (HCN).
Treba imati na umu da vidljiva površina oblaka predstavlja tanki sloj, svega nekoliko desetina kilometara. Ispod oblaka kristalnog amonijaka nalaze se i drugi slojevi: od amonijum sulfida, vodenog rastvora amonijaka, od kristala vodeni led, konačno - od kapi vode.
Zone, pojasevi i vrtlozi
Vidljiva površina Jupitera podijeljena je na mnoge pruge paralelne s ekvatorom. Postoje dvije vrste pruga: relativno svijetle zone i zatamnjene zone. Široka ekvatorijalna zona (EZ) prostire se otprilike između geografskih širina 7°J i 7°N. Iznad i ispod EZ nalaze se sjeverni i južni ekvatorijalni pojas (NEB i SEB), koji se protežu do 18°N i 18°S, respektivno. Dalje od ekvatora leže sjeverna i južna tropska zona (NtrZ i STRZ). Ova stalna izmjena pojaseva i zona nastavlja se do 50°S i S, gdje njihove vidljive manifestacije postaju nešto manje uočljive. Pojasi se vjerovatno nastavljaju do oko 80° sjeverno ili južno prema polovima.
Razlika u boji između zona i pojaseva leži u razlikama između neprozirnosti oblaka. Koncentracija amonijaka u zonama je veća, što dovodi do gušćih oblaka amonijačnog leda na većim visinama, što zauzvrat čini zone lakšima. S druge strane, oblaci pojasa su tanji i nalaze se na nižim nadmorskim visinama. Gornja troposfera je hladnija u zonama, a toplija u zonama. Tačna priroda supstanci koje Jupiterove zone i pojaseve čine tako "šarenim" je nepoznata, ali one mogu uključivati složene veze sumpora, fosfora i ugljenika.
Jovijanski pojasevi su omeđeni zonskim atmosferskim strujama (vjetrovima) zvanim "mlaznice". Mlazovi koji se kreću u smjeru zapada (retrogradno kretanje) obično se primjećuju kada se kreću iz zona u pojaseve (dalje od ekvatora), dok se mlazovi koji se kreću u istočnom smjeru (normalno kretanje) obično opažaju kada se kreću od pojasa do zona. Modeli Jupiterove atmosfere sugeriraju da zonski vjetrovi smanjuju brzinu u zonama i povećavaju brzinu u zonama od ekvatora do polova. Stoga je gradijent vjetra u pojasevima ciklonalni, au zonama anticiklonski. Ekvatorijalna zona je izuzetak od pravila postoji snažno kretanje mlazova prema istoku, a lokalna minimalna brzina vjetra nalazi se tačno na ekvatoru. Brzina mlazova na Jupiteru je veoma velika, na nekim mestima dostiže i 100 m/s. Ova brzina odgovara oblacima amonijaka koji se nalaze u opsegu pritiska od 0,7-1 bar. Mlazovi koji se okreću u istom smjeru u kojem rotira Jupiter su jači od onih koji se okreću protiv (retrogradno). Vertikalne dimenzije mlaznica su nepoznate. Zonski vjetrovi izumiru na visini koja je jednaka 2-3 visinske skale iznad oblaka. Istovremeno, brzina vjetra ispod nivoa oblaka se samo neznatno povećava i ostaje konstantna do nivoa pritiska od 22 bara - maksimalne dubine koju dostiže Galileo lander.
 |
 |
|
Šematski prikaz lokacije Jupiterovih oblačnih pojaseva, identificiranih njihovim službenim skraćenicama. Velika crvena pjega i BA oval se nalaze u južnim tropskim zonama, odnosno južnim umjerenim zonama. Atmosfera Jovijana podijeljena je na zone i pojaseve, a svaka od njih ima svoje ime i posebne karakteristične karakteristike. Počinju od južnih i sjevernih polarnih područja, koji se protežu od polova do otprilike 40-48° N/J. Ove plavkasto-sive oblasti su obično bez osobina. Tekstura oblaka tipična za pojaseve i zone ponekad je poremećena atmosferskim poremećajima (perturbacijama). Jedan od ovih posebno stabilnih i dugotrajnih poremećaja u južnom tropskom pojasu nazvan je " Južni tropski poremećaj" (STD). Istorija posmatranja je jedna od najvažnijih dugi periodi postojanje spolno prenosivih bolesti, kada se moglo jasno razlikovati od 1901. do 1939. godine. Perturbaciju je prvi primijetio Percy B. Molesworth 28. februara 1901. godine. Perturbacija je rezultirala djelomičnim zamračenjem obično svijetlog STZ-a. Od tada je uočeno nekoliko sličnih poremećaja u južnoj tropskoj zoni |
|
Atmosfera Jupitera |
Porijeklo "trakaste strukture" Jupiterovih oblaka nije sasvim jasno, ali mehanizmi koji njome upravljaju podsjećaju na Zemljinu Hadleyjevu ćeliju. Najjednostavnije tumačenje: zone su mjesta atmosferskog uzdizanja, a pojasevi su manifestacija spuštanja. U zonama se vazduh, koji se diže i obogaćuje amonijakom, širi i hladi, formirajući visoke i guste oblake. U pojasevima, zrak tone i zagrijava se adijabatskim procesima, a bijeli oblaci amonijaka isparavaju, otkrivajući tamnije oblake ispod. Lokacija i širina pruga na Jupiteru su stabilne i rijetko se mijenjale između 1980-ih i 2000-ih. Jedan primjer promjene je blagi pad brzine snažnog istočnog mlaza između sjevernih tropskih zona i sjevernih umjerenih zona na 23°N. Međutim, pruge mijenjaju boju i intenzitet boje tokom vremena.
Atmosferska dinamika
Od 1966. godine poznato je da Jupiter emituje mnogo više toplote nego što prima od Sunca. Pretpostavlja se da je odnos između snage zračenja planete i rezultirajuće sunčevo zračenje približno jednako 1,67 ± 0,09. Unutrašnji toplotni tok sa Jupitera je 5,44 ± 0,43 W/m2, dok je ukupna snaga zračenja 335 ± 26 PW. Ova posljednja vrijednost jednaka je približno jednoj milijarditi od ukupne snage koju emituje Sunce.
Mjerenja toplotnih tokova koji izlaze sa Jupitera pokazala su da praktički ne postoje razlike između polarnog i ekvatorijalnog područja, njegove dnevne i noćne strane. Značajnu ulogu u tome igra opskrba toplinom zbog advekcije - prijenosa plina u horizontalnim kretanjima atmosfere. Na pozadini uređene strukture pojaseva i zona, vrtloga i perja, uočavaju se brzi tokovi gasa - vjetrovi brzine do 120 m/s. Ako uzmemo u obzir visok toplotni kapacitet vodonika, neće biti iznenađujuće da je temperatura konstantna u različitim dijelovima planete.
Razlog za moćnu cirkulaciju koja isporučuje toplotu sloju oblaka je nesumnjivo toplotni tok koji izlazi iz utrobe planete. U mnogim naučnim radovima može se pročitati da se dodatna energija u dubinama Jupitera i drugih džinovskih planeta oslobađa kao rezultat njihovog veoma sporog sabijanja; Štoviše, proračuni pokazuju da je za to dovoljno sabiti planet za milimetare godišnje. Međutim, informacije o strukturi Jupitera ne podržavaju ovu hipotezu.
Analiza kretanja svemirskih letelica u gravitacionom polju planete omogućava da se proceni struktura njene unutrašnjosti i stanje materije. Kretanje uređaja pokazuje da se radi o planeti gas-tečnost, koja se sastoji od mešavine vodonika i helijuma, i da nema čvrstu površinu. Figura Jupitera je matematički idealna, kao što može biti samo tečna planeta. Bezdimenzionalni moment inercije ima vrlo nisku vrijednost: 0,254. Ovo ukazuje na visoku koncentraciju mase u centru planete. Značajan dio njegovog jezgra je u tečnom stanju. A tečno jezgro praktično nestišljiv. Izvor toplotnog toka može biti toplota oslobođena tokom formiranja planete (prije 4,5 milijardi godina), pohranjena u jezgru i školjkama Jupitera.
Postoje dokazi da na ranim fazama evolucijom, Jupiter je zračio ogromne tokove energije u svemir. Galilejevi sateliti Jupitera, koji se nalaze neuporedivo bliže svojoj planeti nego Suncu, primili su više energije po jedinici površine nego Merkur od Sunca. Tragovi ovih događaja sačuvani su na površini Ganimeda. Proračuni pokazuju da bi vršni sjaj Jupitera mogao dostići 1/10 luminoziteta Sunca. U zracima Jupitera, led se otopio na površini svih satelita, uključujući i Ganimeda. Reliktna toplota planete sačuvana je još od tog dalekog doba. I trenutno važan izvor topline može doći do sporog potonuća helijuma, koji je gušći od vodonika, prema centru planete.
Cirkulacija u Jupiterovoj atmosferi značajno se razlikuje od Zemljine. Površina Jupitera je tečna, nema čvrste površine. Stoga se konvekcija može dogoditi u bilo kojem dijelu vanjskog plinskog omotača. Još ne postoji sveobuhvatna teorija dinamike Jupiterove atmosfere. Takva teorija bi trebala objasniti sljedeće činjenice: postojanje uskih stabilnih traka i tokova simetričnih u odnosu na ekvator, snažnog ekvatorijalnog toka od zapada prema istoku (u smjeru rotacije planete), razliku između zona i pojaseva, kao i kao porijeklo i stabilnost velikih vrtloga, kao što je Velika crvena mrlja.
 |
|
U toplim područjima planete koja se nalazi blizu ektora, svaka konvekcijska ćelija Jupiterove atmosfere podiže tvari prema gore, gdje se hlade, a zatim ih izbacuje bliže polovima. I ovaj proces se odvija kontinuirano. Kako se mješavina plinova diže, oni se prvo kondenzuju, a zatim se, više, formiraju oblaci amonijum hidrosulfida. Oblaci amonijaka, koji se nalaze u svijetlim zonama Jupitera, pojavljuju se samo na najvišoj tački. Gornji slojevi atmosfere kreću se prema zapadu, u pravcu rotacije same planete. Dok Coriolisove sile guraju oblake amonijaka u suprotnom smjeru. |
|
Atmosfera Jupitera |
U atmosferi Jupitera praktično nema meridijanskih strujanja. Zone i pojasevi su područja uzlaznih i silaznih tokova u atmosferi, koja imaju globalni opseg u longitudinalnom pravcu. Ove atmosferske struje, paralelne sa ekvatorom, donekle podsećaju na Zemljine pasate. Pokretačke snage ovog prirodnog toplotnog motora su toplotni tokovi koji dolaze iz dubine planete, energija primljena od Sunca i brza rotacija planete. Vidljive površine zona i pojaseva u ovom slučaju trebaju biti na različitim visinama. To je potvrđeno termičkim mjerenjima: ispostavilo se da su zone hladnije od pojaseva. Razlika u temperaturama pokazuje da se vidljiva površina zona nalazi oko 20 km više. Ispostavilo se da je GP viši i nekoliko stepeni hladniji od pojaseva. I obrnuto, ispostavilo se da su plave mrlje izvori toplotnog zračenja koje se diže iz dubokih slojeva atmosfere. Nije pronađena značajna temperaturna razlika između polarnog i ekvatorijalnog područja planete. Posredno, to nam omogućava da izvučemo sljedeći zaključak: unutrašnja toplina planete igra važniju ulogu u dinamici njene atmosfere od energije primljene od Sunca. Prosječna temperatura na vidljivom nivou oblaka je blizu 130 K.
Na osnovu posmatranja sa zemlje, astronomi su podijelili pojaseve i zone u Jupiterovoj atmosferi na ekvatorijalne, tropske, umjerene i polarne. Uzdižući se iz dubine atmosfere, zagrijane mase plinova u zonama pod utjecajem značajnih Coriolisovih sila na Jupiteru se rastežu u uzdužnom smjeru, a suprotne ivice zona kreću se jedna prema drugoj, duž paralela. Na granicama zona i pojaseva (područja silaznih strujanja) vidljiva je jaka turbulencija; brzine kretanja ovdje dostižu najveće vrijednosti, do 100 m/s, au ekvatorskoj regiji čak 150 m/s. Sjeverno od ekvatora, tokovi u zonama usmjerenim na sjever odbijaju se Coriolisovim silama na istok, a tokovi usmjereni na jug odbijaju se na zapad. Na južnoj hemisferi smjer odstupanja je obrnut. Upravo to je struktura kretanja na Zemlji koju formiraju pasati. „Krov“ oblaka u pojasevima i zonama je na različitim visinama. Razlike u njihovoj boji određene su temperaturom i pritiskom faznih prelaza malih gasovitih komponenti. Svetlosne zone su uzlazni gasni stubovi sa visokim sadržajem amonijaka, pojasevi su silazni tokovi osiromašeni amonijakom. Svijetla boja pojaseva vjerojatno je posljedica amonijum polisulfida i nekih drugih komponenti za bojenje, na primjer, fosfina.
Vrtlozi u atmosferi Jupitera
Eksperimentalni podaci pokazuju da je dinamika Jupiterovog oblačnog sloja samo spoljašnja manifestacija moćne sile koje deluju u podoblačnoj atmosferi planete. Bilo je moguće uočiti kako se u oblacima pojavila snažna vrtložna formacija, lokalni uragan, promjera 1000 km ili više. Takve formacije žive dugo, nekoliko godina, a najveće od njih čak i nekoliko stotina godina. Takvi vrtlozi nastaju, na primjer, kao rezultat kretanja velikih masa zagrijanog plina koji se diže u atmosferi.
Nastali vrtlog nosi zagrijane mase plina s parama malih komponenti na površinu oblaka, čime se zatvara lanac njihovog kruženja u atmosferi. Nastali kristali snijega amonijaka, otopina i spojeva amonijaka u obliku snijega i kapi, obične vode snijeg i led postepeno se spuštaju u atmosferu i dostižu temperaturni nivo gdje isparavaju. U gasnoj fazi, supstanca se vraća u sloj oblaka.
 |
|
Promjene na Jupiteru u vidljivom i infracrvenom opsegu |
|
Atmosfera Jupitera |
Jupiterova atmosfera dom je stotinama vrtloga: okruglih rotirajućih struktura koje se, kao i u Zemljinoj atmosferi, mogu podijeliti u 2 klase: cikloni i anticikloni. Prvi se rotiraju u smjeru rotacije planete (u smjeru suprotnom od kazaljke na satu na sjevernoj hemisferi i u smjeru kazaljke na satu na južnoj hemisferi); drugi - u suprotnom smjeru. Međutim, za razliku od Zemljine atmosfere, u atmosferi Jupitera anticikloni prevladavaju nad ciklonima: od vrtloga čiji prečnik prelazi 2000 km, više od 90% su anticikloni. “Vek trajanja” vrtloga varira od nekoliko dana do stoljeća, ovisno o njihovoj veličini: na primjer, prosječni vijek trajanja anticiklona prečnika od 1000 do 6000 km je 1-3 godine. Vrtlozi nikada nisu primećeni na Jupiterovom ekvatoru (unutar 10° geografske širine), gde su nestabilni. Kao i na svakoj planeti koja se brzo rotira, Jupiterovi anticikloni su centri visokog pritiska, dok su cikloni centri niskog pritiska.
Anticikloni na Jupiteru su uvijek ograničeni na zone u kojima brzina vjetra raste u smjeru od ekvatora prema polovima. Obično su svijetle i izgledaju kao bijeli ovali. Mogu se kretati duž geografske dužine, ali ostaju na istoj geografskoj širini, ne mogu napustiti zonu koja ih je rodila. Brzina vjetra na njihovoj periferiji može doseći 100 m/s. Različiti anticikloni koji se nalaze u istoj zoni teže da se ujedine kada se međusobno približavaju. Međutim, u atmosferi Jupitera uočena su i uočena dva anticiklona za razliku od drugih - Velika crvena mrlja (GRS) i BA oval, formiran 2000. godine. Za razliku od bijelih ovala, njihovom strukturom dominira crvena boja - vjerovatno zbog crvenkaste supstance koja se diže iz dubina planete. Na Jupiteru se anticikloni obično formiraju spajanjem manjih struktura, uključujući konvektivne oluje, iako se veliki ovali mogu formirati i od nestabilnih mlazova. Posljednji put to je uočeno 1938-1940, kada je nekoliko bijelih ovala uzrokovano nestabilnošću u južnom umjerenom pojasu; kasnije su se spojili u Oval BA.
Za razliku od anticiklona, Jovijanski cikloni su kompaktne tamne strukture nepravilnog oblika. Najtamniji i najpravilniji cikloni nazivaju se smeđi ovali. Međutim, ne može se isključiti postojanje nekoliko velikih, dugovječnih ciklona. Pored kompaktnih ciklona, Jupiter pokazuje nekoliko nepravilnog oblika, vlaknaste "grude" koje pokazuju ciklonsku rotaciju. Jedan od njih se nalazi zapadno od BKP-a u južnom ekvatorijalnom pojasu. Ovi "otpadci" se nazivaju ciklonskim regionima (CR). Cikloni se uvijek formiraju samo u pojasevima i, poput anticiklona, spajaju se kako se približavaju.
Duboka struktura vrtloga nije potpuno jasna. Vjeruje se da su relativno tanki, jer bi svaka debljina preko 500 km dovela do nestabilnosti. Veliki anticikloni se ne dižu iznad nekoliko desetina kilometara u odnosu na uočenu oblačnost. Jedna hipoteza sugerira da su vrtlozi duboke konvekcijske "perje" (ili "konvekcijski stupovi"), ali ovog trenutka nije stekao popularnost među planetarnim naučnicima.
Vrtložne formacije poput mrlja plave i smeđe nijanse uočeni su ne samo u stabilnim pojasevima i zonama, već iu polarnim područjima Jupitera. Evo karakterističan izgled Oblačni sloj je svijetlosmeđe polje sa tamnim i svijetlosmeđim i plavkastim mrljama. Ovdje, u području onih geografskih širina gdje zonska cirkulacija postaje nestabilna, pojasevi i zone ustupaju mjesto meteorološkim formacijama poput „čipkastih ovratnika“ i „perjanica“. Područja blizu pola planete mogu se vidjeti samo iz svemirskih letjelica. Očigledni haos mrlja i dalje sluša opšti obrazac cirkulacija, pri čemu kretanja u dubinama atmosfere igraju odlučujuću ulogu.
Iznoseći niz pretpostavki, teoretičari su bili u mogućnosti da dobiju fenomene u cilindričnom modelu koji je ličio na ono što se vidi na Jupiteru (i Saturnu). Struktura planete je sistem ugniježđenih cilindara, čija je osa polarna osa. Cilindri prolaze kroz čitavu planetu i izlaze na površinu, recimo, na 40° N. w. i na 40° J. w. Ono što vidimo su kriške ovih cilindara koji se rotiraju različitim brzinama. Ako računamo od ekvatora, onda cilindri prodiru duboko u pola polumjera planete. Mrlje ili ovali također predstavljaju niz stubova u sendviču između cilindara. Inače, neki posmatrači ističu da je simetrično u odnosu na granični prelaz na istoj geografskoj širini na sjevernoj hemisferi ponekad vidljiva mrlja iste veličine, ali manje izražena.
Ćerke plave mrlje mogu se uočiti kroz pukotine u sloju oblaka. Međutim, često pukotine nisu povezane s mrljama i kroz njih su vidljivi niži slojevi oblaka. Niz sličnih ruptura uočen je duž granice sjevernog ekvatorijalnog pojasa. Praznine postoje dosta dugo, nekoliko godina. Da se radi o rupturama svedoči pojačan protok toplote sa ovih mesta. Temperatura se brzo povećava sa dubinom. Već na nivou pritiska od 2 bara iznosi približno 210 K. A radio emisija koja dolazi iz velikih dubina ukazuje na višu temperaturu. Prema proračunima, na dubini od 300 km, atmosfera Jupitera je vruća kao i atmosfera Venere na njegovoj površini (oko 730 K).
Oluja sa grmljavinom na Jupiteru
Munje su takođe zabeležene u Jupiterovoj atmosferi. Slike sa Voyagera pokazale su da na noćnoj strani Jupitera postoje svjetlosni bljeskovi kolosalnog opsega - do 1000 km ili više. To su supermunje, energija u kojima je mnogo veća nego u zemaljskim. Ispostavilo se, međutim, da je munja Jovijana manje brojna od zemaljske munje. Zanimljivo je da je munja na Jupiteru otkrivena 3 mjeseca nakon otkrića grmljavine na Veneri.
Oluja sa grmljavinom na Jupiteru liče na one na Zemlji. Pojavljuju se kao svijetli i masivni oblaci veličine otprilike 1000 km koji se s vremena na vrijeme pojavljuju u ciklonalnim područjima pojasa, posebno unutar jakih zapadnih mlazova. Za razliku od vrtloga, grmljavina je kratkotrajna pojava, najsnažnija od njih može trajati nekoliko mjeseci; prosječno trajanje postojanje - 3-4 dana. Vjeruje se da su posljedica vlažne konvekcije u slojevima troposfere Jovijana. U stvari, grmljavine su „konvekcijski stupovi“ (pera) koji podižu vlažne zračne mase iz dubina sve više i više dok se ne kondenziraju u oblake. Tipična visina gavijanskih grmljavinskih oblaka je 100 km, što znači da se protežu do nivoa pritiska od oko 5-7 bara, dok hipotetički vodeni oblaci počinju na nivou pritiska od 0,2-0,5 bara.
Oluja sa grmljavinom na Jupiteru, naravno, nije potpuna bez munja. Slike noćne strane Jupitera snimljene svemirskim brodom Galileo i Cassini otkrivaju redovne bljeskove svjetlosti u pojasu Jovijana i blizu zapadnih mlazova, uglavnom na geografskim širinama 51°N, 56°J i 14°J. Udari groma u Jupiter su generalno snažniji nego na Zemlji. Međutim, javljaju se mnogo rjeđe i svojim bljeskovima stvaraju otprilike istu količinu svjetlosti kao i zemaljski. Nekoliko bljeskova munja zabilježeno je u Jupiterovim polarnim područjima, što Jupiter čini drugom planetom nakon Zemlje na kojoj se mogu vidjeti polarne munje.
Svakih 15-17 godina na Jupiteru počinje posebno snažan period aktivnosti grmljavine. Uglavnom se pojavljuje na geografskoj širini 23°C, gdje se nalazi najjači istočni mlaz. Posljednji put se to dogodilo u junu 2007. Zanimljivo je da su dvije oluje s grmljavinom koje se nalaze odvojeno na geografskoj dužini 55° u sjevernom umjerenom pojasu imale značajan utjecaj na pojas. Tamna materija stvorena grmljavinom pomešala se sa oblačnošću pojasa i promenila svoju boju. Grmljavine su se kretale brzinom od približno 170 m/s, čak nešto brže od samog mlaza, što indirektno ukazuje na postojanje još jačih vjetrova u dubokim slojevima atmosfere.