A Jupiter légköre

Jupiter légköre
A Jupiter légköre című cikk szemléltető képe
A Voyager 1 által elfogott nagy vörös folt .
Általános Információk
Vastagság 5000 km
Légköri nyomás 20–200 × 10 3 Pa
Térfogati összetétel
Dihidrogén ~ 86%
Hélium ~ 13%
Metán 0,1%
Vízpára 0,1%
Ammónia 0,02%
Etán 0,0002%
Foszfor-hidrid 0,0001%
Hidrogén-szulfid <0,0001

%

A Jupiter légköre a legnagyobb a Naprendszer bolygóinak atmoszférájában . Főleg hidrogénből és héliumból áll  ; más vegyi anyagok csak kis mennyiségben vannak jelen, beleértve a metánt , az ammóniát , a hidrogén-szulfidot és a vizet . Ezt az utolsó komponenst nem figyelték meg közvetlenül, de a légkör mélyén találta meg. Körülbelül háromszor több oxigén- , nitrogén- , kén- és nemesgáz van a jovi légkörben, mint a Napban.

A Jupiter légkörét a pontos alsó határ hiánya jellemzi, és fokozatosan keveredik a bolygó belső folyadékával. Alulról felfelé a légköri rétegek a troposzféra , a sztratoszféra , a termoszféra és az exoszféra . Minden rétegnek van egy jellegzetes termikus gradiense. A legalacsonyabb, a troposzféra összetett felhő- és ködrendszerrel rendelkezik, ammónia-, ammónium-hidroszulfid- és vízrétegeket tartalmaz. A Jupiter "felszínén" látható magas ammóniafelhők tucatnyi sávban vannak elrendezve, párhuzamosan az Egyenlítővel, és azokat sugáráramokként ismert légköri áramok (szelek) határolják . Az áramok színe nem azonos: a sötéteket "sávoknak" , míg a világosakat "zónáknak" nevezik . Ezek a területek, amelyek hűvösebbek, mint a sávok, megfelelnek az emelkedő levegőnek, míg a sávok csökkenő levegőnek felelnek meg. A területek világos színét az ammónia-jég okozza; az azonban nem ismert, hogy mi adja a zenekaroknak sötét színüket. Ennek a sávnak és a folyamstruktúrának az eredete nem nagyon ismert, bár kétféle minta létezik. A sekély modellek (franciául: „sekély modellek” ) úgy vélik, hogy ez egy stabil belső teret takaró felületi jelenség. A mély modellek (francia „mély modellek” ), a zenekarok és áramlatok a felszínen megnyilvánulásai a belső forgalomban Jupiter köpeny készült dihidrogén.

A jovi légkör sokféle aktív jelenséget mutat be, ideértve a sávok instabilitását, örvényeket ( ciklonok és anticiklonok ), zivatarokat és villámokat. Az örvények nagy vörös, fehér vagy barna foltokként jelennek meg. A két legnagyobb a Nagy Vörös Folt és az Oval BA , amely szintén piros. Ez a két örvény a többivel együtt magaslatok. A kisebb magasságok általában fehérek. Úgy tűnik, hogy ezek az örvények viszonylag sekély szerkezetek, amelyek mélysége nem haladja meg a 100 kilométert. A déli féltekén található Nagy Vörös Folt a Naprendszer legnagyobb ismert örvénye. Ez háromszor akkora, mint a Föld, és legalább háromszáz éve létezik. Az ovális BA, a Nagy Vörös Folttól délre, egy nagynyomású rendszer, amely akkora, mint a Nagy Vörös Folt, amely 2000-ben alakult ki, amikor három kis magasság egyesült.

A Jupiter hatalmas viharokat ismer, mindig villám kíséretében. A viharok a víz párolgásával és kondenzációjával járó légköri konvekció következményei. Erős felfelé irányuló légmozgások helyszíne, amelyek fényes és sűrű felhők kialakulásához vezetnek.

Szerkezet

A tudományos irodalomban azt a szintet, amelynél a nyomás 1 bar, a Jupiter nulla magasságának - vagyis a Jupiter „felületének” - tekintik .

A Jupiter légköre négy rétegre oszlik, amelyek a magasság növelésével történnek:

A Föld légkörétől eltérően a Jupiter nem rendelkezik mezoszférával . A Jupiternek szintén nincs szilárd felülete, és a legalsó légköri réteg, a troposzféra gyengéden belekeveredik a bolygó belső folyadékába. A hőmérséklet és a nyomás ugyanis jóval meghaladja a hidrogén és a hélium kritikus pontjait , ami azt jelenti, hogy nincs határozott határ a gáznemű és a folyékony állapot között.

Mivel a légkör alsó határát nem lehet meghatározni, a 10 bar nyomásszintet −90 km magasságban  , 340 K hőmérséklet mellett általában a troposzféra bázisának tekintik.

Magasság Nyomás Hőfok Megjegyzés
−90  km 10  bar 340  K A troposzféra hagyományos alapjai
3,0 - 7,0  bar Valószínű vizes jégfelhők
1,5 , hogy 3,0  bar Ammónium-hidroszulfid vagy ammónium- szulfid jégfelhők valószínűek
0,7 , hogy 1.0  bar Látható ammónia- jégfelhők
0  km 1  bár A Jupiter konvencionális nulla magassága
50  km 0,1  bar 110  K Körülbelül a tropopauza magassága

A jovi légkör függőleges hőmérséklet-változása ugyanazt a viselkedést követi, mint a földi atmoszféra (részleteket lásd lentebb, rétegenként).

Troposzféra

A Jupiter troposzférája összetett felhőszerkezettel rendelkezik. A látható felhők azon a területen találhatók, ahol a nyomáskülönbség 0,7–1,0 bar, ammónia jégből készülnek . Ezen ammónia jégfelhők alatt valószínűleg ammónium-hidroszulfidból vagy ammónium- szulfidból (1,5–3 bar) és vízből (3–7 bar) álló felhők léteznek. Nincsenek metánfelhők, mert a hőmérséklet túl magas ahhoz, hogy lecsapódjon. A vízgőzfelhők képezik a legsűrűbb felhőréteget, és jelentősen befolyásolják a légkört szabályozó dinamikát. Ez a víz kondenzációs energiájának és az utóbbiak bőségének következménye az ammóniához és a hidrogén-szulfidhoz képest (az oxigén bőségesebb, mint a nitrogénnél és a kénnél). A fő felhőrétegek alatt több troposzférikus (0,2 bar nyomáson) és sztratoszférikus (10 mbar nyomáson) ködös réteg található. Ez utóbbi erősen kondenzált policiklusos aromás szénhidrogénből vagy hidrazinból áll , amely a felső sztratoszférában (1–100 μbar) képződik metánból a nap ultraibolya (UV) sugárzásának hatására.

A troposzféra hőmérséklete a magassággal csökken a tropopauzáig , amely a troposzféra és a sztratoszféra közötti határ. A Jupiteren a tropopauza körülbelül 50  km- rel van a látható felhők felett, ahol a nyomás és a hőmérséklet 0,1 bar és 110 K.

Sztratoszféra

A sztratoszférában a metán hidrogénhez viszonyított aránya 10-4 , míg más könnyű szénhidrogének, például etán és acetilén hidrogénhez viszonyított aránya 10-6 .

A sztratoszférában a hőmérséklet a termoszférával való átmenetkor 200 K-ra emelkedik, körülbelül 320 km és 1 μbar magasságban és nyomáson  .

Termoszféra

A termoszférában Jupiter nyomása kisebb, mint 1 μbar és bemutatja jelenségek éjszakai ég fény , a aurora és emissziós X-ray . Benne vannak azok a rétegek, ahol az elektronok és ionok sűrűsége megnő, és kialakítja az ionoszférát . A termoszféra magas hőmérsékletét (800–1000 K) még nem magyarázták; a meglévő modellek nem jósolták, hogy 400 K-nál magasabbak legyenek. Ennek oka lehet a napsugárzás magas szintű abszorpciója (UV vagy röntgensugár), a jovi magnetoszféra feltöltött részecskéinek melegítésével vagy a hullámok eloszlatásával. V gravitációs fel. A termoszféra és az exoszféra a pólusoknál és az alján röntgensugarakat bocsát ki, amelyeket először az Einstein Obszervatórium figyelt meg 1983-ban. A Jupiter magnetoszférájából érkező energikus részecskék fényes aurorákat hoznak létre, amelyek körülveszik a pólusokat. A csak mágneses viharok idején megjelenő földi analógjaikkal ellentétben a Jovian Aurora a bolygó légkörének állandó része. A Jupiter termoszférája volt az első hely a Földön kívül, ahol trihidrogén-kationokat (H 3 + ) fedeztek fel. Ez az ion erős emissziókat produkál a fényspektrum infravörös részének közepén, 3 és 5 μm közötti hullámhosszon, és ez a fő elem, amely csökkenti a termoszféra hőmérsékletét.

A termoszférában a hőmérséklet úgy nő, hogy a magasság elérheti az 1000 K-ot közel 1000  km-en (a nyomás 1 nbar).

Exoszféra

A Földhöz hasonlóan a felső légköri rétegnek, az exoszférának sincs jól meghatározott felső határa. A sűrűség lassan csökken a bolygóközi közegre, körülbelül 5000 km-rel a "felszín" felett .

Fogalmazás

A Jupiter légkörének sminkje hasonló a bolygó egészének sminkjéhez. A jovi légkör legismertebb a gázóriásoké , mert ezt közvetlenül a Galileo légköri szondája figyelte meg, amikor 1995. december 7-én belépett a bolygó légkörébe. Egyéb források A Jupiter légköri összetételére vonatkozó információk az Infravörös Űr Obszervatórium (ISO). , a Galileo és a Cassini pályák , valamint a Földről érkező megfigyelések.

A jovi légkör két fő alkotóeleme a dihidrogén (H 2) és hélium . A rengeteg hélium 0,157 ± 0,0036 viszonyítva hidrogén per molekulák száma, és annak tömegét százalékos jelentése 0,234 ± 0,005 , ami valamivel alacsonyabb, mint a primordiális értéke a Naprendszer. Ennek az alulbőségnek az oka nem tisztázott, de mivel sűrűbb, mint a hidrogén, néhány hélium kondenzálódhatott a Jupiter szívében. A légkör számos egyszerű komponenst tartalmaz, például vizet , metánt (CH 4 ), hidrogén-szulfidot (H 2 S), ammóniát (NH 3 ) és foszfint (PH 3 ). Bőségük a mély troposzférában (a 10 bar alatti zóna alatt) azt jelenti, hogy a Jupiter atmoszférája olyan elemekkel gazdagodik, mint a szén , nitrogén , kén és valószínűleg oxigén , a napértékhez hasonló 2–4-es tényezővel. A nemesgázok , például az argon , a kripton és a xenon viszonylag gazdagnak tűnnek, míg a neon ritkább. A többi kémiai komponens, például az arzén-trihidrid (AsH 3 ) és a germán (GeH 4 ) csak nyomokban van jelen. A Jupiter felső légköre kis mennyiségű szénhidrogént , például etánt , acetilént és diacetilént tartalmaz , amelyek a nap ultraibolya sugarainak hatására metánt képeznek, és a Jupiter magnetoszférájából töltik fel a részecskéket . A szén-dioxid , a szén-monoxid és a víz, amely a légkör felső részén található, valószínűleg a bolygón lezuhanó üstökösöket idézi elő, mint a Shoemaker-Levy üstökös 9 . A víz nem jöhet a troposzférából, mert a tropopauzából érkező hideg csapdaként működik, megakadályozva a víz feljutását a sztratoszférába.

A Földről és az űrhajókról végzett mérések javították ismereteinket a Jupiter légkörében található izotóp arányokról . 2003. júliusától a deutérium bőségének elfogadott értéke 2,25 ± 0,35 × 10 −5 , amely valószínűleg a naprendszer szülte napköd elsődleges értékét képviseli . A nitrogén-izotóp arány a jovi légkörben, 15 N és 14 N között 2,3 × 10 −3 , harmadával alacsonyabb, mint a Föld légkörénél (3,5 × 10 −3 ).

A hidrogénhez viszonyított elemek bősége
a Jupiteren és a Napon
Elem Nap Jupiter / Nap
Ő / H 0,0975 0,807 ± 0,02
Ne / H 1,23 × 10 −4 0,10 ± 0,01
Ar / H 3,62 × 10 −6 2,5 ± 0,5
Kr / H 1,61 × 10 −9 2,7 ± 0,5
Xe / H 1,68 × 10 −10 2,6 ± 0,5
C / H 3,62 × 10 −4 2,9 ± 0,5
N / H 1,12 × 10 −4 3,6 ± 0,5 (8 bar)

3,2 ± 1,4 (9–12 bar)

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

0,19–0,58 (19 bar)

P / H 3,73 × 10 −7 0,82
S / H 1,62 × 10 −45 2,5 ± 0,15
Izotóp arány a Jupiteren és a Napon
Hányados Nap Jupiter
13 C / 12 C 0.11 0,0108 ± 0,0005
15 N / 14 N <2,8 × 10 −3 2,3 ± 0,3 × 10 −3

(0,08–2,8 bar)

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

Zónák, sávok és sugáráramok

A Jupiter látható felülete az Egyenlítővel párhuzamos sávokra oszlik. Kétféle típus létezik: a világosakat "zónáknak" , a sötéteket "sávoknak" ( angolul  : övek ) nevezik . Az Egyenlítői Zóna (EZ) a szélességi fokokon 7 ° D és 7 ° É között terjed. Az egyenlítői zóna felett és alatt az északi és a déli egyenlítői sáv (BEN és BES) az északi 18 ° -ig, illetve a déli 18 ° -ig terjed. Tovább az északi és déli trópusok (ZTN és ZTS). A sávok és zónák váltakozása 50 szélességi foktól folytatódik a sarki régióig, ahol láthatóságuk csökken. A sáv / zóna szerkezet alapja valószínűleg tovább húzódik a pólusok felé, legalább északra és délre legalább 80 ° -ot elérve.

A zóna és a sáv közötti megjelenésbeli különbség a felhők átlátszatlanságának köszönhető. Az ammónia koncentrációja nagyobb a "zónákban" , ami sűrűbb ammónia jégfelhők megjelenését okozza nagy magasságokban, ami viszont színüket világosabbá teszi. Viszont a „sávok” felhői vékonyabbak és alacsonyabb magasságban találhatók. A felső troposzféra a „zónákban” hűvösebb , a „sávokban” melegebb . A jovi "zónákat" és "sávokat" színesítő kémiai vegyületek pontos jellege nem ismert, de összetett kén- , foszfor- és szénvegyületeket kell tartalmazniuk .

Eredet és forgalom

A bolygó sávszerkezetének eredete nem világos. A legegyszerűbb magyarázat az, ha a "zónákat" olyan régióknak tekintjük, ahol a levegő emelkedni kezd, míg a "sávok" annak a régiónak a megnyilvánulását jelentik, ahol a levegő ereszkedik. Amint az ammóniával dúsított levegő a "zónákban" emelkedik, kitágul és lehűl, sűrű és magas felhőket képezve. A "sávokban" azonban a levegő leereszkedik, adiabatikusan felmelegszik , és fehér ammóniafelhők elpárolognak, sötét felhőket tárva fel a mélyből. A régiók elhelyezkedése és hossza, valamint a sugáráramok sebessége és elhelyezkedése a Jupiteren figyelemre méltóan stabil, 1980 és 2000 között ritkán változik. A változás példája a sugáráram sebességének lassú csökkenése a Az északi trópusi zóna és az északi mérsékelt égsáv az északi 23 ° -nál. A sávok intenzitása és színe azonban változik az idő múlásával.

A jovi sávokat zónás légköri áramlások (szelek) határolják, amelyeket sugáráramoknak nevezünk. A nyugati, retrográd fúvókák találhatók az átmeneti zóna „zóna” a „bandák” (távol az egyenlítőtől), míg a fúvókák megy keletre, progrades , jelölje meg a áttérés „szalagok” , hogy a „zóna” . Az ilyen modellek azt jelentik, hogy ezeknek a szeleknek a sebessége "sávokban" csökken, és növekszik az " egyenlőtőtől a pólusig tartó " területeken . Ezért a „sávok” nyírása ciklonikus, míg a „zónákban” anticiklonális. Az Egyenlítői zóna kivétel a szabály alól, amely progresszív áramot mutat és minimális szélsebességet mutat pontosan az Egyenlítő szintjén. A szélsebesség nagy a Jupiteren, eléri a 100 m / s-ot . A progresszív sugárhajtású repülőgépek általában erősebbek, mint a retrográd sugárhajtású repülőgépek.  

Régiók

A Jupiter légkörét megosztó területek és sávok saját nevekkel és egyedi jellemzőkkel rendelkeznek. Az északi és a déli sarkvidék alatt kezdődnek. Közbenső sávok és zónák létezhetnek, de a Földről nehéz megfigyelni őket. A déli-déli mérsékelt égövi és az északi-északi mérsékelt égövi területet ezért nehéz különös berendezés nélkül felismerni.

Észak-észak mérsékelt égövi régió

Az észak-északi mérsékelt égöv régió ritkán mutat részletesebb információkat, mint a sarki területek, az elemek középső élének sötétedése , redukciója és diffúz jellege miatt. Az északi északi mérsékelt övi sáv a legkülönbözőbb sáv a bolygó északi részén, bár időnként eltűnik. A zavarok általában kisebbek és rövid ideig tartanak. Az északi-északi mérsékelt övezet talán könnyebben áttekinthető. A régióban időnként más sávokat és kisebb területeket is megfigyelnek.

Északi mérsékelt égövi régió

Az északi mérsékelt égvidék a Földről könnyen megfigyelhető szélességi régió, amely megfigyelési rekordokkal rendelkezik. Emellett a bolygó legerősebb progresszív sugárárama is az áram, amely az északi mérsékelt övi sáv (BTN) déli határát képezi. A BTN évtizedenként körülbelül egyszer elhalványul (ez volt a helyzet a Voyager találkozásakor is ), aminek következtében az északi mérsékelt égöv (ZTN) nyilvánvalóan összeolvad az északi trópusi zónával (ZTropN). Máskor a ZTN-t egy keskeny sáv osztja két részre északra és délre.

Északi trópusi régió

Az északi trópusi régiót az északi trópusi zóna (ZTropN) és az északi egyenlítői sáv (BEN) alkotja. A ZTropN színezete általában stabil, a szín csak az északi trópusi sáv (BTN) áramának aktivitásához képest változik. Az északi trópusi zónához hasonlóan néha két keskeny sávra oszlik, az északi trópusi sávra (BTropN). Ritka esetekben a ZTropN déli részén „Kis vörös foltok” találhatók . Ahogy a neve is sugallja, ezek a Nagy Vörös Folt északi megfelelői. De az utóbbiaktól eltérően hajlamosak párban megjelenni és gyorsan eltűnni (átlagosan egy év az élet).

Északi Egyenlítői Sáv (BEN)

A BEN a bolygó egyik legaktívabb együttese. Anticiklonális fehér oválisok és ciklonos barna oválisok jellemzik; mint a ZTropN-ben, ezeknek a funkcióknak a legtöbb élettartama rövid. A déli Egyenlítői Zenekarhoz hasonlóan a BEN néha elhalványult, mielőtt újból megjelent volna . Ezek a változások körülbelül 25 évente történnek.

Egyenlítői zóna (ZE)

Az Egyenlítői Zóna a bolygó egyik legstabilabb régiója szélességi és aktivitási szempontból. Az EA északi peremének konvekciói vannak, amelyek délnyugatra húzódnak a BEN-től, és amelyeket sötét forró pontok szegélyeznek ( infravörös ). Noha az EZ déli határa általában csendes, a XIX .  Század végének és a XX .  Század elejének megfigyelései azt mutatják, hogy ez a rész a maihoz képest teljesen megváltozott. A ZE színe jelentősen változik, a halványtól az okkerig , vagy akár a réz aláfestésig; helyileg egy Egyenlítői Sáv (BE) osztja fel. A ZE-ben jelen lévő elemek 390  km / h sebességgel mozognak .

Déli trópusi régió

A déli trópusi régió magában foglalja a déli egyenlítői sávot (BES) és a déli trópusi zónát (ZtropS). Ez a bolygó legaktívabb régiója, a legerősebb retrográd sugárárammal rendelkezik . A BES általában a Jupiter legszélesebb és legsötétebb öv; néha azonban egy zóna (a déli egyenlítői sáv zóna) osztja fel, és egyik ciklusa alatt eltűnhet. A sáv legutóbbi megfigyelése az utóbbi eltűnését jelzi 1973 és 1975, 1989 és 1990 között, 1993, 2007 (részleges eltűnés) és 2010 között.

A BES másik jellemzője a ciklonikus zavarok hosszú nyomvonala a Nagy Vörös Folt után. A ZtropN-hez hasonlóan a ZtropS az egyik legfontosabb terület a bolygón; nemcsak azért, mert tartalmazza a Nagy Vörös Foltot, hanem azért is, mert alkalmanként egy déli trópusi zavarnak ad otthont, a terület hosszú ideig fennmaradó megosztottságának; a leghíresebb, amely 1901-től 1939-ig tartott.

Déli mérsékelt égövi régió

A déli mérsékelt égövi régiót a déli mérsékelt égöv (ZTS) és a déli mérsékelt övi sáv (BTS) alkotja. A BTS egy sötét és fontos zenekar, több mint a BTN; 2000 márciusáig a legismertebb tulajdonsága a BC, DE és FA ovál volt , amelyek egyesültek és BA ovál lett . Valójában az oválisok a déli mérsékelt övezet részét képezték, de kiterjedtek a BTS-re, részben blokkolva azt. A BTS időnként kezdett eltűnni, nyilvánvalóan a fehér oválisok és a Nagy Vörös Folt közötti bonyolult kölcsönhatások miatt. A ZTS előfordulása - amelyben a fehér oválisok születnek - nagyon változó.

Dinamikus

A Jupiter légkörének ilyen légköri keringést adó dinamika eltér a Földétől. A Jupiter belseje folyékony és nincs szilárd felülete. Tehát a konvekció jelensége bárhol előfordulhat a bolygó külső molekuláris burkolatában. A jovi légkört szabályozó dinamika elmélete még nem készült el. Egy ilyen elméletnek meg kell magyaráznia a következő tényeket: stabil keskeny sávok és sugáráramok létezése, amelyek párhuzamosak a Jupiter egyenlítőjével, a bolygó egyenlítőjétől előrehaladó erőteljes sugáráram, a "zónák" és a "sávok" közötti különbség , valamint az eredet nagy örvények, például a Nagy Vörös Folt.

A jovi légkör dinamikájára vonatkozó elméletek két osztályra oszthatók: a sekélyre ( angolul a "sekély" ) és a mélyre (az angol a "mély" ). Az első úgy véli, hogy a megfigyelt keringés a bolygó külső rétegére (időre) korlátozódik, és hogy stabil belső teret rejt. Az utolsó feltételezi, hogy a megfigyelt légáramok csak egy keringés felszíni megnyilvánulásai, amelyek mélyen gyökereznek a Jupiter külső molekuláris burkolatában. Mivel a két elmélet nem tud mindent megmagyarázni, egyes tudósok úgy vélik, hogy a helyes elmélet mindkét modell elemeit tartalmazná.

"Sekély modellek"

Az első próbálkozások a jovi légkör dinamikájának magyarázatára az 1960-as évekig nyúlnak vissza . Ezek a magyarázatok a földi meteorológián alapultak , amelyet már akkor kidolgoztak. Ezek a sekély modellek (szavak szavakra; "sekély modellek" ) úgy vélték, hogy a Jupiter sugáráramait kis léptékű turbulencia határozta meg, amelyeket konvekcióval tartanak fenn a légkör külső rétegében (au a vízből álló felhők felett). A konvekció itt a víz kondenzációjához és párologtatásához kapcsolódó jelenség, amely a földi időjárás egyik fő mozgatórugója. A sugáráramok előállítása ebben a modellben a kétdimenziós turbulenciához kapcsolódik - az invertált kaszkádhoz, amelyben a kis örvények összeolvadva nagyobbat alkotnak. A bolygó véges mérete azt jelenti, hogy ezek a vízesések nem képesek olyan struktúrákat létrehozni, amelyek meghaladják egy bizonyos skálát, amelyet a Jupiter számára Rajnai skálának neveznek . Létezése a Rossby-hullámok előállításához kapcsolódik . A folyamat a következő: amikor a turbulencia elér egy bizonyos méretet, az energia Rossby-hullámban kezd áramlani ahelyett, hogy nagyobb szerkezetet képezne , és az invertált kaszkád leáll.

Míg ezek az időjárási réteg modellek sikeresen megmagyarázhatják egy tucat keskeny sugáráram létezését, komoly problémákat vetnek fel. A modell egyik nyilvánvaló kudarca az egyenlítői progresszív sugáráram (szuper-forgás): ritka kivételektől eltekintve a sekély modellek erős retrográd sugáráramot hoznak létre (szub-forgás), a megfigyelésekkel ellentétben. Ezenkívül az áramok általában instabilak és idővel eltűnnek. A sekély modellek nem tudják megmagyarázni, hogy a Jupiteren megfigyelt légáramlatok miként sértik a stabilitási kritériumokat. A bonyolultabb többrétegű változatok stabilabb forgalmat eredményeznek, de sok probléma továbbra is fennáll. Időközben a Galileo szonda által összegyűjtött adatok azt mutatták, hogy a Jupiteren a szél jóval a vízfelhők alatt, 5–7 bar között terül el, és ezek nem mutatnak gyengülésre utaló jeleket a 22 bar nyomásszint alatt, ami azt jelenti, hogy a keringés a jovi légkörben mély lehet.

"Mély modellek"

A mély modellt (szó szerint: "mély modell" ) Busse javasolta 1976-ban. Modellje a folyadékmechanika egyik jellemzőjén, a Taylor-Proudman-tételen alapult . Ez abból áll, hogy bármely gyorsan forgó barotrop folyadékban az áramlások a forgástengellyel párhuzamos hengerek sorozatában vannak elrendezve. A tételhez szükséges feltételek valószínűleg teljesülnek a folyékony joviai belső téren belül. Ezért a bolygó hidrogén palástja számos hengerre osztható, amelyek mindegyike független keringéssel rendelkezik a többitől. Ezek a szélességi fokok, ahol a hengerek külső és belső határai keresztezik a bolygó látható felületét, megfelelnek a sugáráramoknak; magukat a hengereket zónának és sávnak tekintik.

A mély modell könnyen megmagyarázza a Jupiter egyenlítőjénél megfigyelt progresszív sugáráramot; az általa előállított sugáráramok stabilak és nem felelnek meg a kétdimenziós stabilitás kritériumának. Ennek a modellnek azonban komoly nehézségei vannak; nagyon kis számú nagy sugáráramot produkál, és a 3D-s áramlások reális szimulációja még nem lehetséges (2008-tól), vagyis a mélykeringés igazolására használt egyszerűsített modellek nem tudják bemutatni a sugárok mechanikájának fontos szempontjait. folyadékok a Jupiteren belül. Egy 2004-ben publikált modell sikeresen reprodukálta a jovi áramlatok övezett szerkezetét. Feltételezték, hogy a hidrogén palást vékonyabb, mint bármely más modell; a Jupiter sugárának csak a legkülső 10% -át foglalja el. A jovi belső tér szokásos modelljeiben a palást a bolygó külső részének 20–30% -át tartalmazza. Egy másik probléma a mély keringést lehetővé tevő motor. Valójában a mély fluxusokat sekély erők okozhatják (például konvekció), vagy mély, bolygó konvekció, amely a hőt diffundálja a Jupiter belsejéből.

Légköri viszonyok

Örvény

A Jupiter légkörének több örvénye van - kör alakú szerkezetek, amelyek a Föld légköréhez hasonlóan két típusra oszthatók: ciklonokra és magasságokra . Az előbbiek az ugyanabba az irányba forog, mint a bolygó ( az óramutató járásával ellentétes az északi féltekén, és az óramutató járásával megegyező délen), míg az utóbbi az ellenkezőjét. Az egyik fő különbség a Föld légkörével szemben az, hogy a Jupiter légkörében a csúcsok dominálnak a ciklonok felett, a 2000 km -nél nagyobb átmérőjű örvények majdnem 90% -a  magas. Ez az összehasonlítás azonban nem veszi figyelembe azt a nézőpontot, amelyből a megfigyelést végzik: a földi rendszerek forgásirányát az alsó légkör felhőiből jegyzik, míg a Jupiter keringését annak tetejéről. A magasságok nagyon jól képesek legyőzni a Jupiter-felhő tömegében bekövetkező termikus mélyedéseket olyan légkörben, amely csak a tetején mutatja a kondenzátum mozgását.

Az örvények élettartama mérettől függően több évtől több száz évig változik. Például az 1000 és 6000 km közötti átmérőjű anticiklonok átlagos élettartama  1-3 év. Örvényeket még soha nem figyeltek meg a Jupiter egyenlítői régiójában (10 ° szélességi fok között), ahol instabilak. Mint minden olyan bolygón, ahol a forgás gyors, a Jupiter anticiklonjai is magas, míg a ciklonok alacsony nyomású központok.

A Jupiter légkörének csúcspontjai még mindig azokon a területeken vannak, ahol a szélsebesség az Egyenlítőtől a pólusokig növekszik. Gyakran fényesek, fehér oválisnak tűnnek. Hosszúságon mozoghatnak, de megközelítőleg ugyanazon a szélességi fokon maradnak, mivel nem tudnak elmenekülni a területekről. A szélsebesség perifériájukon 100  m / s . Ugyanazon a területen a különböző magasságok hajlamosak egyesülni, ha közelebb kerülnek egymáshoz. A Jupiternek azonban két csúcsa van, amelyek némileg eltérnek a többitől: a Nagy Vörös Folt (GTR) és az Ovális BA ; ez utóbbi 2000-ben alakult ki. A fehér oválisokkal szemben ezek a szerkezetek vörös színűek, valószínűleg azért, mert vörös színű elemeket kotornak a bolygó mélyéről.

A csúcsokkal ellentétben a jovi ciklonok általában kicsi, sötét, szabálytalan szerkezetűek. Javasolták azonban a nagy, hosszú élettartamú ciklonok létezését. A ciklonok mellett a Jupiter nagy, szabálytalan, szálszerű pályákat mutat, amelyek ciklonikus forgást mutatnak. Az egyik a GTR-től nyugatra (annak nyomában) a déli Egyenlítői sávban található. Ezeket a nyomokat ciklonikus régióknak nevezzük. A ciklonok mindig sávokban vannak, és hajlamosak egyesülni egymással is.

Az örvények mélysége nem ismert. Vékonynak számítanak, mivel minden 500 km- nél nagyobb vastagság  instabilitást okozna. A nagy anticiklonok csak néhány kilométerrel nyúlnak a látható felhők alatt.

Nagy piros folt

A Nagy Vörös Folt (GTR) nagynyomású örvény a déli Egyenlítői sáv déli határán. Viszonylag stabil, és azt mondják, hogy legalább 300 éves.

A GTR az óramutató járásával ellentétes irányban forog, hat Földi nap vagy 14 Jovian-nap periódusával. Méretei keletről nyugatra 24–40 000 km, északról délre 12–14 000 km. A folt elég nagy ahhoz, hogy két vagy három Föld méretű bolygót tartalmazzon. 2004 elején a GTR megközelítőleg fele volt az egy évszázaddal ezelőtti hosszának, amikor átmérője 40 000 km volt. A jelenlegi csökkentési arány mellett 2040-re körkörössé válik.

Az infravörös adatok azt mutatják, hogy a GTR hűvösebb (és ezért magasabb), mint a bolygó többi felhője; A GTR felhő teteje körülbelül 8  km- rel van a környező felhők felett. A folt szélén a szél eléri a 120  m / s ( 430  km / h ) sebességet .

  • A Föld és a GTR méretének durva összehasonlítása.

  • A Nagy Vörös Folt animációja.

Ovális BA

A BA ovális vörös színű zivatar, amely a Jupiter déli féltekéjén található, és hasonló, bár kisebb, mint a Nagy Vörös Folt.

  • Ovális BA (balra).

  • Az ovális BA kialakulása három fehér oválból.

  • Ovális BA (alul), Grande tache rouge (felső) és „Baby Red Spot” (középen) 2008 júniusában.

Zivatarok és villámok

A Jupiter viharai hasonlóak földi társaikhoz. Hatalmas, fényes, körülbelül 1000 km nagyságú felhőkön keresztül tárulnak fel, amelyek időről időre megjelennek a sávok ciklonikus régióiban, különösen a nyugati (retrográd) sugáráramokban. Az örvényekkel ellentétben a zivatarok rövid életű jelenségek; a legerősebbek néhány hónapot képesek túlélni, bár átlagos élettartamuk csak 3-4 nap. Valószínűleg a Jupiter troposzférájának konvekciójának tudhatók be. A zivatarok olyan konvektív oszlopok, amelyek nedves levegőt visznek a mélyből a troposzféra felső részébe, ahol felhőkké kondenzálódik. A zivatarok függőleges kiterjedése a Jupiteren 100  km  ; kiterjednek egy olyan régióra, ahol a nyomás 5–7 bar, ahol a feltételezett vízfelhőréteg alapját vélhetően elhelyezik, és egy olyan régióig terjednek, ahol a nyomás 0,2–0,5 bar.

A zivatarokat mindig villám kíséri a Jupiteren . A villámok a bolygón erősebbek, mint a Földet érő villámok. Azonban ezek kevésbé gyakori, és ezek fényében kimenet egy adott régióban hasonló a Földre. Némi villámot észleltek a sarki területeken, így a Jupiter a Föld után a második bolygó, amely sarki villámokban szenved.

15–17 évente a Jupiter erősebb zivatarokat tapasztal. ÉSZ 23 ° szélességen jelennek meg. Az utolsó ilyen eseményt 2007. március és június között figyelték meg.

Zavarok

A "sávok" és a "zónák" szokásos mintázata néha megszakad egy ideig. Az egyik zavaró osztály a déli trópusi zóna hosszan tartó sötétedése. A leghosszabb ilyen zavar nyilván tartott 1901-1939, és először észleltek a Percy Molesworth on 1901. február 28. Sötétedés formájában jelentkezik a déli trópusi zóna felett, amely általában tiszta.

Megjegyzések

  1. A felszíntől, nem a földtől, hanem azon a szinten, ahol a nyomás 10 bar, 90 km magasságban a légköri szint alatt, ahol a nyomás 1 bar és 340 K hőmérséklet. troposzféra.
  2. Számos magyarázatot javasoltak a szén, oxigén, nitrogén és egyéb elemek túlteljesítésére. A legfontosabb az, hogy a Jupiter nagyszámú planetesimált fogott el az akkreditáció utolsó szakaszaiban.

Források

Hivatkozások

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

Bibliográfia

  • (en) SK Atreya , MH Wong , Owen és TC al. , „  A Jupiter és a Szaturnusz atmoszférájának összehasonlítása: mély légköri összetétel, felhőszerkezet, vertikális keveredés és eredet  ” , Planetary and Space Sciences , vol.  47,1999, P.  1243-1262 ( DOI  10.1016 / S0032-0633 (99) 00047-1 , olvasható online ).
  • (en) SK Atreya , PR Mahaffy , HB Niemann et al. , „  A Jupiter atmoszférájának összetétele és eredete - frissítés és következményei az extrapoláris óriásbolygók számára  ” , Planetary and Space Sciences , vol.  51,2003, P.  105–112 ( DOI  10.1016 / S0032-0633 (02) 00144-7 , online olvasás ).
  • (en) Sushil K. Atreya és Ah-San Wong , „  Az óriásbolygók összekapcsolt felhői és kémiája - eset a többpróbák számára  ” , Space Sci. Fordulat. , vol.  116,2005, P.  121–136 ( DOI  10.1007 / s11214-005-1951-5 , online olvasás [PDF] ).
  • ( fr ) SK Atreya , AS Wong , KH Baines et al. , „A  Jupiter ammóniafelhői - lokalizáltak vagy mindenütt jelen vannak?  ” , Planetary and Space Sciences , vol.  53,2005, P.  498–507 ( DOI  10.1016 / j.pss.2004.04.002 , online olvasás [PDF] ).
  • (en) Kevin H. Baines , Amy A. Simon-Miller , Glen S. Orton et al. , „  Polar Lightning and Decadal-Scale Cloud Variable on Jupiter  ” , Science , vol.  318,2007, P.  226–229 ( PMID  17932285 , DOI  10.1126 / science.1147912 , online olvasás ).
  • (en) J. Kelly Beatty , „  Jupiter zsugorodó vörös foltja  ” , Sky and Telescope , vol.  103, n o  4,2002, P.  24 ( online olvasás , konzultáció 2007. június 21-én ).
  • (en) Reta Beebe , Jupiter: az óriásbolygó , Washington, Smithsonian Books,1997( újranyomás  2. kiadás), 261  p. ( ISBN  978-1-56098-685-0 , OCLC  224.014.042 , nyilatkozat BNF n o  FRBNF37752033 ).
  • (en) Anil Bhardwaj és G. Randal Gladstone , „  Az óriásbolygók aurorális emissziója  ” , Geofizikai áttekintések , vol.  38, n o  3,2000, P.  295–353 ( DOI  10.1029 / 1998RG000046 , online olvasás ).
  • (en) FH Busse , „  A konvekció egyszerű modellje a jovi légkörben  ” , Icarus , vol.  29,1976, P.  255-260 ( DOI  10.1016 / 0019-1035 (76) 90053-1 , olvasható online ).
  • (en) Therese Encrenaz , „Az  óriásbolygók és a Titan ISO-megfigyelései: mit tanultunk?  » , Bolygó. Space Sci. , vol.  51,2003, P.  89–103 ( DOI  10.1016 / S0032-0633 (02) 00145-9 , online olvasás ).
  • .
  • (en) Tristan Guillot , „  A Jupiter és a Szaturnusz belső terének összehasonlítása  ” , Planetary and Space Sciences , vol.  47,1999, P.  1183–1200 ( DOI  10.1016 / S0032-0633 (99) 00043-4 , online olvasás ).
  • (en) HB Hammel , GW Lockwood , JR Mills és CD Barnet , „  Neptunusz felhőszerkezetének Hubble űrtávcsöves képalkotása 1994-ben  ” , Science , vol.  268, n o  5218,1995, P.  1740–1742 ( PMID  17834994 , DOI  10.1126 / science 268.5218.1740 )
  • (en) Moritz Hiempel , Jonathan Aurnou és Johannes Wicht , „  Egyenlítői és nagy szélességű sugárok szimulációja a Jupiteren mély konvekciós modellben  ” , Nature , vol.  438,2005, P.  193–196 ( DOI  10.1038 / nature04208 ).
  • (en) Thomas Hockey , Galileo bolygója: A Jupiter megfigyelése a fényképezés előtt , Bristol, Philadelphia, Fizikai Intézet Kiadó,1999, 217  o. ( ISBN  978-0-7503-0448-1 , OCLC  39.733.730 , nyilatkozat BNF n o  FRBNF37543281 ).
  • Andrew P. Ingersoll és Bagenal, F.; Dowling, TE; McKinnon, WB, Timothy E. Dowling; Peter J. Gierasch; Glenn S. Orton; Peter L. Olvas; Agustin S´anchez-Lavega; Adam P. Showman; Amy A. Simon-Miller; Ashwin R. Vasavada, „  A Jupiter légkörének dinamikája  ” [PDF] , Cambridge University Press,2004.
  • (en) Andrew P. Ingersoll és Jeffrey N. Cuzzi , „  A Jupiter felhősávjainak dinamikája  ” , Journal of the Atmospheric Sciences , vol.  26,1969, P.  981–985 ( DOI  10.1175 / 1520-0469 (1969) 026 <0981: DOJCB> 2.0.CO; 2 , olvassa el online ).
  • (en) Patric Irwin , Naprendszerünk óriási bolygói. Légkörök, összetétel és felépítés , Springer és Praxis Publishing,2003, 361  p. ( ISBN  978-3-540-00681-7 , online előadás ).
  • (en) VG Kunde , FM Flasar , DE Jennings et al. , „A  Jupiter légköri összetétele a Cassini termikus infravörös spektroszkópiás kísérletből  ” , Science , vol.  305,2004, P.  1582–1586 ( PMID  15319491 , DOI  10.1126 / science.1100240 , online olvasás ).
  • (en) RJ McKim , „  PB Molesworth felfedezése a nagy déli trópusi zavarról a Jupiteren, 1901  ” , Journal of the British Astronomical Association , vol.  107, N o  5,1997, P.  239–245 ( online olvasás , konzultáció 2008. november 16-án ).
  • (en) Steve Miller , Alan Aylword és George Milliword , „Az  óriásbolygó ionoszférái és hőgömbjei: az ion-semleges kapcsolás fontossága  ” , Space Sci.Rev. , vol.  116,2005, P.  319–343 ( DOI  10.1007 / s11214-005-1960-4 , online olvasás ).
  • Elmer J. Reese és H. Gordon Solberg : „  A Jupiter vörös foltjának szélességi és hosszúsági fokának legújabb mérései  ”, Icarus , vol.  5, n csont  1-61966, P.  266–273 ( DOI  10.1016 / 0019-1035 (66) 90036-4 , online olvasás ).
  • Ian Ridpath , Norton Csillagatlasz és kézikönyv , Harlow: Addison Wesley Longman Ltd.,1998, 19 th  ed. , 107  p..
  • (en) John H. Rogers , The Jiant Planet Jupiter , Cambridge, Cambridge University Press,1995, 418  p. ( ISBN  978-0-521-41008-3 , OCLC  219.591.510 , értesítést BNF n o  FRBNF37480628 , online prezentáció ).
  • (en) John H. Rogers és Hans Jorg Metig , „  Jupiter 1998/99-ben  ” , Journal of the British Astronomical Association , vol.  111, n o  6,2001, P.  321–332 ( online olvasás [PDF] ).
  • (en) John H. Rogers , „  Jupiter 1999/2000-ben. II: Infravörös hullámhosszak  ” , Journal of the British Astronomical Association , vol.  113, n o  3,2003, P.  136–140 ( online olvasás [PDF] ).
  • (en) John H. Rogers , „  A Jupiter nagy vörös foltjának gyorsuló keringése  ” , Journal of the British Astronomical Association , vol.  118, n o  1,2008, P.  14–20 ( online [PDF] olvasható ).
  • (en) A. Sanchez-Lavega , GS Orton , R. Morales et al. , „  Két óriási anticiklon egyesülése a Jupiter légkörében  ” , Ikarosz , t .  149, n o  22001. február, P.  491-495 ( DOI  10.1006 / icar.2000.6548 , online olvasás ).
  • (en) A. Sanchez-Lavega , GS Orton , S. Hueso és mtsai. , „  Az erős jovi sugár mélysége a viharok által vezérelt bolygóképes zavaroktól  ” , Nature , vol.  451,2008, P.  437–440 ( DOI  10.1038 / nature06533 ).
  • (en) Alvin Seiff , Don B. Kirk , Tony CD Knight et al. , „  A Jupiter légkörének hőstruktúrája az északi egyenlítői övben egy 5 μm-es forró pont pereme közelében  ” , Journal of Goephysical Research , vol.  103,1998, P.  22 857–22 889 ( DOI  10.1029 / 98JE01766 , online olvasás ).
  • (en) BA Smith és mtsai. , „  A Jupiter-rendszer a Voyager 1 szemével  ” , Science , vol.  204,1979, P.  951–957, 960–972 ( PMID  17800430 , DOI  10.1126 / science.204.4396.951 , online olvasás , hozzáférés : 2007. június 14. ).
  • (in) Peter H. Stone , "  A Jupiter forgási sebességéről  " , Journal of Atmospheric Sciences , vol.  31,1974, P.  1471-1472 ( DOI  10,1175 / 1520-0469 (1974) 031 <1471: OJROR> 2.0.CO; 2 ).
  • (en) Ashvin R. Vasavada és Adam Showman , „  Jovi légköri dinamika: frissítés Galileo és Cassini után  ” , Reports on Progress in Physics , vol.  68,2005, P.  1935–1996 ( DOI  10.1088 / 0034-4885 / 68/8 / R06 , online olvasás ).
  • (en) RV Yelle és Bagenal, F.; Dowling, TE; McKinnon, WB, Miller, S., „  Jupiter termoszférája és ionoszférája  ” [PDF] , Cambridge University Press,2004.

Kiegészítések

Részletes leolvasások

Kapcsolódó cikk

Külső linkek