Википедија

Атмосфера на Јупитер

Атмосферата на Јупитер е најголемата планетарна атмосфера во Сончевиот Систем. Претежно е направена од молекуларен водород и хелиум во приближно сончеви пропорции; други хемиски соединенија се присутни само во мали количини и вклучуваат метан, амонијак, сулфурводород и вода. Иако се смета дека водата се наоѓа длабоко во атмосферата, нејзината директно измерена концентрација е многу мала. Изобилството на азот, сулфур и благороден гас во атмосферата на Јупитер ги надминува сончевите вредности за фактор од околу три. [2]

Вртеливите облаци на Јупитер, слика во вистинска боја направена од вселенскиот телескоп Хабл во април 2017 година [1]

На атмосферата на Јупитер и недостасува јасна долна граница и постепено преминува во течната внатрешност на планетата.[3] Од најниско до највисоко, атмосферските слоеви се тропосферата, стратосферата, термосферата и егзосферата. Секој слој има карактеристични температурни градиенти.[4] Најнискиот слој, тропосферата, има комплициран систем на облаци и маглини, кој се состои од слоеви на амонијак, амониум хидросулфид и вода. [5] Горните облаци на амонјак видливи на површината на Јупитер се организирани во дузина зонални појаси паралелни со екваторот и се ограничени со моќни зонални атмосферски текови (ветрови) познати како млазови. Лентите се менуваат по боја: темните ленти се нарекуваат појаси, додека светлите се нарекуваат зони. Зоните, кои се поладни од појасите, одговараат на нагорнини, додека појасите го означуваат гасот што се спушта.[6] Се верува дека посветлата боја на зоните е резултат на мразот од амонијак. Не е познато што им дава потемни бои на појасите.[6] Потеклото на структурата не се добро разбрани, иако постојат „плиток модел“ и „длабок модел“.[7]

Јовијанската атмосфера покажува широк опсег на активни феномени, вклучувајќи нестабилност, вител (циклони и антициклони), бури и молњи.[8] Вртелите се откриваат како големи црвени, бели или кафени дамки. Најголемите две точки се Големата црвена дамка (ГЦД) [9] и Овалната БA,[10] која исто така е црвена. Овие две и повеќето други големи точки се антициклонски. Помалите антициклони имаат тенденција да бидат бели. Се смета дека витлите се релативно плитки структури со длабочини што не надминуваат неколку стотици километри. Сместен на јужната полутопка, ГЦД е најголемиот познат вител во Сончевиот Систем. Може да зафати две или три Земји и постои најмалку триста години. Овалната БА, јужно од ГЦД, е црвена дамка и една третина од големината на ГЦД која се формирала во 2000 година од спојувањето на три бели овални тела.[11]

Јупитер има моќни бури, често придружени со удари од гром. Бурите се резултат на влажна конвекција во атмосферата поврзана со испарувањето и кондензацијата на водата. Тие се места на силно нагорно движење на воздухот, што доведува до формирање на светли и густи облаци. Невремето се формира главно во појасните региони. Громовите на Јупитер се стотици пати помоќни од оние што се гледаат на Земјата и се претпоставува дека се поврзани со водените облаци.[12] Неодамнешните набљудувања на Јуно укажуваат на тоа дека молњите се случуваат над надморска височина на водни облаци (3-7 бари).[13] Раздвојувањето на полнежот помеѓу паѓачките течни капки амонијак-вода и честичките мраз-вода може да генерира молња на поголема надморска височина.[13] Исто така, забележани се и горните атмосферски молњи на 260 km над нивото од 1 бар.[14]

Вертикална структура уреди

 
Вертикална структура на атмосферата на Јупитер. Температурата паѓа заедно со надморската височина над тропопаузата. Атмосферската сонда Галилео престанала да пренесува на длабочина од 132 км под „површината“ на Јупитер од 1 бар.[4]

Атмосферата на Јупитер е класифицирана во четири слоеви, со зголемување на надморската височина: тропосфера, стратосфера, термосфера и егзосфера. За разлика од атмосферата на Земјата, на Јупитер му недостасува мезосфера.[15] Јупитер нема цврста површина, а најнискиот атмосферски слој, тропосферата, непречено преминува во течната внатрешност на планетата.[3] Ова е резултат на температурите и притисоците многу над оние на критичните точки за водород и хелиум, што значи дека не постои остра граница помеѓу гасната и течната фаза. Водородот се смета за суперкритична течност кога температурата е над 33 К и притисокот е над 13 бари.[3]

Бидејќи долната граница на атмосферата е лошо дефинирана, нивото на притисок е 10 барови, на надморска височина од околу 90 км под 1 бар со температура од околу 340 К, најчесто се третира како основа на тропосферата.[4] Во научната литература, 1 бар ниво на притисокот обично се избира како нулта точка за надморска височина на Јупитер.[3] Горниот атмосферски слој, егзосферата, нема специфична горна граница.[16] Густината постепено се намалува сè додека непречено не премине во меѓупланетарната средина приближно 5.000 км над „површината“. [17]

Вертикалните температурни градиенти во атмосферата се слични на оние на атмосферата на Земјата. Температурата на тропосферата се намалува со висината додека не достигне минимум во тропопаузата,[18] што е граница помеѓу тропосферата и стратосферата. На Јупитер, тропопаузата е приближно 50 км над видливите облаци (или 1 ниво на лента). Притисокот и температурата во тропопаузата се околу 0,1 бар и 110 K.[4][19] (Ова дава пад од 340−110=230 °C над 90+50=140 км. Стапката на адијабатски пропуст на Земјата е околу 9,8 °C на km. Стапката на адијабатски пропуст е пропорционална на просечната молекуларна тежина и гравитациската сила. Последново е околу 2,5 пати посилно отколку на Земјата, но просечната молекуларна тежина е околу 15 пати помала.) Во стратосферата, температурите се зголемуваат до околу 200 К при преминот во термосферата, на надморска височина и притисок од околу 320 км и 1 μbar.[4] Во термосферата, температурите продолжуваат да растат, на крајот достигнувајќи 1000 К на околу 1000 km, каде притисокот е околу 1 nbar.[20]

Тропосферата на Јупитер содржи комплицирана структура на облак. [21] Горните облаци, сместени во опсегот на притисокот 0,6-0,9 бар, се направени од мраз од амонијак. [22] Под овие облаци мраз од амонијак, се смета дека постојат погусти облаци направени од амониум хидросулфид ((NH 4 )SH) или амониум сулфид ((NH 4) 2 S, помеѓу 1-2 бар) и вода (3-7 бар).[23][24] Нема облаци од метан бидејќи температурите се превисоки за тој да кондензира. [21] Водните облаци го формираат најгустиот слој на облаци и имаат најсилно влијание врз динамиката на атмосферата. Ова е резултат на повисоката кондензација на топлина на вода и повисоко изобилство вода, како што во споредба со амонијак и сулфурводород (кислородот е повеќе во изобилство хемиски елемент за разлика од азот или сулфур).[15] Различни тропосферски (на 200-500 mbar) и стратосферски (на 10-100 mbar) слоевите на магла се наоѓаат над главните слоеви на облакот.[23][25] Стратосферските слоеви на магла се направени од кондензирани тешки полициклични ароматични јаглеводороди или хидразин, кои се генерираат во горната стратосфера (1-100 μbar) од метан под влијание на сончевото ултравиолетово зрачење (УВ). [21] Изобилството на метан во однос на молекуларниот водород во стратосферата е околу 10 −4, [17] додека односот на изобилството на другите лесни јаглеводороди, како етанот и ацетиленот, до молекуларниот водород е околу 10 −6. [17]

Термосферата на Јупитер се наоѓа на притисок помал од 1 μbar и покажува појави познати како воздушен сјај ноќен сјај, поларните аурора и Х-зраци емисија на гасови.[26] Во него лежат слоеви со зголемена густина на електрони и јони кои ја формираат јоносферата. [17] Високите температури кои преовладуваат во термосферата (800–1000 К) сè уште не се објаснети;[20] постоечките модели предвидуваат температура не повисока од околу 400 К. [17] Тие можат да бидат предизвикани од апсорпција на високоенергетско сончево зрачење (УВ или Х-зраци), со загревање од наелектризираните честички што таложат од магнетосферата или со дисипација на гравитациските бранови што се шират нагоре.[27] Термосферата и егзосферата на половите и на ниските географски широчини испуштаат рендгенски зраци, кои првпат биле забележани од опсерваторијата Ајнштајн во 1983 година. [28] Енергетските честички кои доаѓаат од магнетосферата на Јупитер создаваат светли аурорални овали, кои ги опкружуваат половите. За разлика од нивните копнени аналози, кои се појавуваат само за време на магнетни бури, поларниците се постојани одлики на атмосферата на Јупитер. [28] Термосферата била првото место надвор од Земјата каде што H+
3 било откриено. [17] Овој јон емитира силно во средниот инфрацрвен дел од спектарот, на бранови должини помеѓу 3 и 5 μm; ова е главниот механизам за ладење на термосферата.[26]

Хемиски состав уреди

Составот на атмосферата на Јупитер е сличен на оној на планетата како целина. [2] Атмосферата на Јупитер е најсеопфатно разбрана од сите гасовити џинови бидејќи била набљудувана директно од атмосферската сонда Галилео кога на 7 декември 1995 година влегла во атмосферата.[29] Други извори на информации за атмосферскиот состав на Јупитер ги вклучуваат Инфрацрвената вселенска опсерваторија (ISO), [30] орбитерите Галилео и Касини [31] и набљудувањата базирани на Земјата. [2]

Двете главни состојки на атмосферата се молекуларниот водород ( H2) и хелиум. [2] Изобилството на хелиум е 0.157 ± 0.004 однос на молекуларниот водород по бројот на молекули, а неговиот масен удел е 0.234 ± 0.005, што е малку пониско од првобитната вредност на Сончевиот Систем. [2] Причината за ова мало изобилство не е целосно разбрана, но дел од хелиумот можеби се кондензирал во јадрото на Јупитер. [22] Оваа кондензација најверојатно ќе биде во форма на дожд од хелиум: бидејќи водородот се претвора во метална состојба на длабочини од повеќе од 10.000 km, хелиумот се одвојува од него формирајќи капки кои, погусти од металниот водород, се спуштаат кон јадрото. Ова може да го објасни и сериозното исцрпување на неонот, елемент кој лесно се раствора во капките хелиум и би се пренел во нив и кон јадрото.[32]

Атмосферата содржи различни едноставни соединенија како што се вода, метан (CH4), сулфурводород (H2S ), амонијак (NH3) и фосфин (PH3). [2] Нивното изобилство во длабочините (под 10 бар) имплицира дека атмосферата на Јупитер е збогатена со елементите јаглерод, азот, сулфур и можеби кислород [b] со фактор 2-4 во однос на Сонцето. [c] [2] Благородните гасови аргон, криптон и ксенон исто така се појавуваат во изобилство во однос на сончевите нивоа, додека неонот е пореток. [2] Други хемиски соединенија, како што арсин (AsH3) и герман (GeH4) се присутни само во трагови. [2] Горната атмосфера на Јупитер содржи мали количини на едноставни јаглеводороди како што се етан, ацетилен и дијацетилен, кои се формираат од метан под влијание на сончевото ултравиолетово зрачење и наелектризираните честички кои доаѓаат од магнетосферата на Јупитер. [2] Јаглерод диоксидот, јаглерод моноксидот и водата присутни во горниот дел од атмосферата се смета дека потекнуваат од ударите на комети, како што е Шумејкер-Леви 9. Водата не може да дојде од тропосферата бидејќи студената тропопауза делува како ладна стапица, ефикасно спречувајќи ја водата да се искачи до стратосферата. [2]

Земјините и мерењата базирани на вселенски летала довеле до подобрено познавање на изотопските соодноси во атмосферата на Јупитер. Од јули 2003 година, прифатената вредност за изобилството на девтериум е (2.25 ± 0.35) × 10−5, [2] што веројатно ја претставува исконската вредност во протосоларната маглина која го родила Сончевиот Систем. [30] Односот на азотните изотопи во атмосферата <sup id="mwAUA">15</sup>N до <sup id="mwAUI">14</sup>N, е 2,3 × 10−3 , една третина пониска од онаа во атмосферата на Земјата (3.5 × 10−3 ). [2] Последното откритие е особено значајно бидејќи претходните теории за формирање на Сончевиот Систем сметале дека копнената вредност за односот на азотните изотопи е исконска. [30]

Зони, појаси и млазници уреди

 
Поларна стереографска проекција на атмосферата на Јупитер околу јужниот пол на Јупитер
 
Зонски брзини на ветерот во атмосферата на Јупитер

Видливата површина на Јупитер е поделена на неколку појаси паралелни со екваторот. Постојат два вида ленти: светло обоени зони и релативно темни појаси. [6] Пошироката екваторска зона се протега помеѓу географски широчини од приближно 7°S до 7°N. Над и под екваторската зона, северниот и јужниот екваторијален појас се протегаат до 18°N и 18°S, соодветно. Подалеку од екваторот лежат северните и јужните тропски зони.[6] Наизменичниот модел на појаси и зони продолжува до поларните региони на приближно 50 степени географска ширина, каде што нивниот видлив изглед станува донекаде пригушен.[33] Основната структура на појас-зоната веројатно добро се протега кон половите, достигнувајќи најмалку до 80° северно или југ.[6]

Разликата во изгледот помеѓу зоните и појасите е предизвикана од разликите во непроѕирноста на облаците. Концентрацијата на амонијак е поголема во зоните, што доведува до појава на погусти облаци на мраз од амонијак на повисоки надморски височини, што пак доведува до нивна посветла боја.[18] Од друга страна, во појасите облаците се потенки и се наоѓаат на помали надморски височини.[18] Горната тропосфера е постудена во зоните и потопла во појасите.[6] Не е позната точната природа на хемикалиите кои ги прават зоните и појасите на јупитеровата атмосфера толку шарени, но тие може да вклучуваат комплицирани соединенија на сулфур, фосфор и јаглерод.[6]

Јупитеробите бендови се ограничени со зонални атмосферски текови (ветрови), наречени млазови. Млазовите кон исток се наоѓаат на преминот од зони во појаси (оддалечени од екваторот), додека кон запад го означуваат преминот од појаси во зони.[6] Ваквите форми значат дека зонските ветрови се намалуваат во појасите и се зголемуваат во зоните од екваторот до полот. Според тоа, струењето на ветерот кај појасите е циклонско, додека во зоните е антициклонско.[24] Екваторската зона е исклучок од ова правило, покажувајќи силен млаз кон исток (напреден) и има локален минимум од брзината на ветерот точно на екваторот. Брзините на млазот се високи на Јупитер, достигнувајќи повеќе од 100 m/s.[6] Овие брзини одговараат на облаците од амонијак сместени во опсегот на притисок 0,7-1 бар. Напредните млазници се генерално помоќни од назадните млазници.[6] Вертикалната големина на млазовите не е позната. Тие се распаѓаат на две до три скалички височини [a] над облаците, додека под нивото на облаците, ветровите благо се зголемуваат и потоа остануваат константни до најмалку 22 бари- максималната оперативна длабочина што ја достигнува сондата Галилео.[19]

Наводи уреди

  1. ↑ „Hubble takes close-up portrait of Jupiter“. spacetelescope.org. ESO/Hubble Media. 6 April 2017. Посетено на 10 April 2017.
  2. ↑ 2,00 2,01 2,02 2,03 2,04 2,05 2,06 2,07 2,08 2,09 2,10 2,11 2,12 Atreya Mahaffy Niemann et al. 2003.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 Guillot (1999)
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 Sieff et al. (1998)
  5. ↑ Atreya & Wong 2005.
  6. ↑ 6,00 6,01 6,02 6,03 6,04 6,05 6,06 6,07 6,08 6,09 Ingersoll (2004), pp. 2–5
  7. ↑ Vasavada (2005), p. 1942–1974
  8. ↑ Vasavada (2005), p. 1974
  9. ↑ Vasavada (2005), pp. 1978–1980
  10. ↑ Vasavada (2005), pp. 1980–1982
  11. ↑ Vasavada (2005), p. 1976
  12. ↑ Smith, Bradford A.; Soderblom, Laurence A.; Johnson, Torrence V.; Ingersoll, Andrew P.; Collins, Stewart A.; Shoemaker, Eugene M.; Hunt, G. E.; Masursky, Harold; Carr, Michael H. (1979-06-01). „The Jupiter System Through the Eyes of Voyager 1“. Science. 204 (4396): 951–972. Bibcode:1979Sci...204..951S. doi:10.1126/science.204.4396.951. ISSN 0036-8075. PMID 17800430.
  13. ↑ 13,0 13,1 Becker, Heidi N.; Alexander, James W.; Atreya, Sushil K.; Bolton, Scott J.; Brennan, Martin J.; Brown, Shannon T.; Guillaume, Alexandre; Guillot, Tristan; Ingersoll, Andrew P. (5 August 2020). „Small lightning flashes from shallow electrical storms on Jupiter“. Nature (англиски). 584 (7819): 55–58. Bibcode:2020Natur.584...55B. doi:10.1038/s41586-020-2532-1. ISSN 1476-4687. PMID 32760043. Посетено на 17 January 2021.
  14. ↑ Giles, Rohini S.; Greathouse, Thomas K.; Bonfond, Bertrand; Gladstone, G. Randall; Kammer, Joshua A.; Hue, Vincent; Grodent, Denis C.; Gérard, Jean-Claude; Versteeg, Maarten H. (2020). „Possible Transient Luminous Events Observed in Jupiter's Upper Atmosphere“. Journal of Geophysical Research: Planets (англиски). 125 (11): e2020JE006659. arXiv:2010.13740. Bibcode:2020JGRE..12506659G. doi:10.1029/2020JE006659. ISSN 2169-9100. Архивирано од изворникот на 2021-11-24. Посетено на 2021-11-24.
  15. ↑ 15,0 15,1 Ingersoll (2004), pp. 13–14
  16. ↑ Yelle (2004), p. 1
  17. ↑ 17,0 17,1 17,2 17,3 17,4 17,5 Miller Aylward et al. 2005.
  18. ↑ 18,0 18,1 18,2 Ingersoll (2004), pp. 5–7
  19. ↑ 19,0 19,1 Ingersoll (2004), p. 12
  20. ↑ 20,0 20,1 Yelle (2004), pp. 15–16
  21. ↑ 21,0 21,1 21,2 Atreya Wong Baines et al. 2005.
  22. ↑ 22,0 22,1 Atreya Wong Owen et al. 1999.
  23. ↑ 23,0 23,1 West et al. (2004), pp. 9–10, 20–23
  24. ↑ 24,0 24,1 Vasavada (2005), p. 1937
  25. ↑ Ingersoll (2004), p. 8
  26. ↑ 26,0 26,1 Yelle (2004), pp. 1–12
  27. ↑ Yelle (2004), pp. 22–27
  28. ↑ 28,0 28,1 Bhardwaj & Gladstone 2000.
  29. ↑ McDowell, Jonathan (1995-12-08). „Jonathan's Space Report, No. 267“. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Архивирано од изворникот на 2011-08-10. Посетено на 2007-05-06.
  30. ↑ 30,0 30,1 30,2 Encrenaz 2003.
  31. ↑ Kunde et al. (2004)
  32. ↑ Sanders, Robert (22 March 2010). „Helium rain on Jupiter explains lack of neon in atmosphere“. University of Berkeley. Посетено на 24 July 2012.
  33. ↑ Rogers (1995), p. 81.

Надворешни врски уреди

Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Атмосфера_на_Јупитер&oldid=5124924“