Центральный Дом Знаний - Атмосфера Юпитера

Информационный центр "Центральный Дом Знаний"

Заказать учебную работу! Жми!



ЖМИ: ТУТ ТЫСЯЧИ КУРСОВЫХ РАБОТ ДЛЯ ТЕБЯ

      cendomzn@yandex.ru  

Наш опрос

Я учусь (закончил(-а) в
Всего ответов: 2653

Онлайн всего: 1
Гостей: 1
Пользователей: 0


Форма входа

Логин:
Пароль:

Атмосфера Юпитера

стр.: 1  2

Атмосфе́ра Юпи́тера, крупнейшая планетная атмосфера в Солнечной системе. Преимущественно состоит из молекул водорода и гелия в пропорциях, близких к тем, что имеют место на Солнце; другие элементы присутствуют в небольших количествах, в их числе есть следующие химические соединения: метан, аммиак, сероводород и вода. Вода, как считается, находится в нижних слоях атмосферы, её непосредственно измеренная концентрация очень мала. Распространённость углерода,азота, серы и инертных газов превышают показатели Солнца примерно в три раза.

А.Ю. настолько непрозрачна, что её нижние слои не видны. Чёткой нижней границы у атмосферы нет, она плавно переходит в океан из жидкого водорода. Различают следующие слои атмосферы (снизу вверх): тропосфера, стратосфера,термосфера и экзосфера. Каждый слой имеет свой характерный температурный градиент. Самый нижний слой, тропосфера, содержит сложную систему из облаков и туманов, включая слои аммиака, гидросульфида аммония и воды. Верхние аммиачные облака, наблюдаемые на «поверхности» Юпитера, организованы в многочисленные полосы, параллельные экватору, и ограниченные сильными зональными атмосферными потоками (ветрами), известными как «джеты» или «струи». Полосы имеют различную окраску: более тёмные полосы принято называть «поясами», а светлые — «зонами». Зоны, области атмосферного аппвелинга (восходящие атмосферные потоки) более холодны, чем пояса (области нисходящих атмосферных потоков). Предполагают, что своей более светлой окраской зоны обязаны аммиачному льду; но нельзя с уверенностью судить о том, что придаёт поясам более тёмный оттенок. Происхождение структуры из полос и джетов также достоверно неизвестно, предложено две модели этой структуры. В поверхностной модели предполагается, что это — поверхностные явления над стабильными внутренними областями. В глубинной модели предполагается, что полосы и джеты — поверхностные проявления глубинной циркуляции, протекающей в юпитерианской мантии, которая состоит из молекулярного водорода и организована в виде системы цилиндров. 

В А.Ю. происходят разнообразные активные явления, такие как нестабильность полос, вихри (циклоны и антициклоны), бури и молнии. Вихри выглядят как крупные красные, белые и коричневые пятна (овалы). Два крупнейших пятна — Большое красное пятно (БКП), и овал BA — имеют красноватый оттенок. Эти два и большинство других крупных пятен являются антициклонами. Маленькие антициклоны обычно бывают белыми. Предполагается, что вихри являются относительно неглубокими структурами, глубины которых не превышают нескольких сотен километров. Расположенное в южном полушарии БКП — крупнейший из известных в Солнечной системе вихрей. В пределах этого вихря могло бы разместиться несколько планет размером с Землю, и он существует уже по крайней мере 300 лет. Овал BA, который находится южнее БКП и в три раза меньше последнего, представляет собой красное пятно, сформировавшееся в 2000 году при слиянии трёх белых овалов.

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

А.Ю. делится на 4 уровня (приведены в порядке увеличения высоты): тропосфера, стратосфера, термосфера и экзосфера. В отличие от атмосферы Земли, атмосфера Юпитера не имеет мезосферы. На Юпитере нет твёрдой поверхности, и самый нижний уровень атмосферы, тропосфера, плавно переходит в аммиачный океан мантии. Это результат того, что температура и давление на этом уровне много выше критических точек для водорода и гелия, поэтому там не наблюдается острых границ между жидкостью и газом. Водород — становится надкритической жидкостью примерно при давлении в 12 бар.

Так как нижняя граница атмосферы не известна точно, уровень давления в 10 бар, на 90 км ниже давления в 1 бар, с температурой около 340 К, считается основанием тропосферы. В научной литературе уровень давления в 1 бар обычно выбирается как нулевая точка для высот «поверхности» Юпитера. Как и на Земле, у верхнего уровня атмосферы, экзосферы, нет чётко определённой границы. Плотность её постепенно уменьшается, и экзосфера плавно переходит в межпланетное пространство приблизительно в 5 000 км от «поверхности». 

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

Сложная структура облаков характерна для тропосферы Юпитер. Верхние облака, расположенные на уровне давления 0,6—0,9 бар, состоят из аммиачного льда. Ниже облаков из аммиачного льда, как считается, находятся облака, состоящие из гидросульфида аммония или сульфида аммония (между 1—2 бар) и воды (3—7 бар), которая, как считается, есть там в наличии. Это точно не облака из метана, поскольку температура там слишком высока для его конденсации. Водяные облака формируют самый плотный слой облаков и оказывают сильное влияние на динамику атмосферы. Это результат высокой конденсационной теплоты воды и её более высокого содержания в атмосфере по сравнению с аммиаком и сероводородом (кислород более часто встречающийся химический элемент, чем азот или сера). Различные тропосферные (200—500 миллибар) и стратосферные (10-100 миллибар) слои тумана расположены выше основного слоя облаков. Последние состоят из конденсировавшихся тяжёлых полициклических ароматических углеводородов или гидразина, который образуется в стратосфере (1—100 микробар) под влиянием солнечного ультрафиолетового излучения на метан. Обилие метана относительно молекулярного водорода в стратосфере 10−4, тогда как отношение других углеводородов, например, этана и ацетилена, к молекулярному водороду — около 10−6. 

Термосфера Юпитера расположена на уровне давления ниже 1 микробар и ей свойственны такие явления, как свечение атмосферы, полярное сияние и рентгеновское излучение. В пределах этого уровня атмосферы увеличение плотности электронов и ионов формируют ионосферу. Причины преобладания в атмосфере высоких температур (800—1000 К) полностью не объяснены; текущие модели не предусматривают температуру выше 400 K.  Это может быть следствием адсорбции высоко-энергетической солнечной радиации (ультрафиолетовой или рентгеновской), нагреванием заряженных частиц от ускорения в магнитосфере Юпитера, или направленным вверх рассеиванием волн гравитации. В низких широтах и полюсах термосфера и экзосфера являются источниками рентгеновского излучения, что впервые наблюдалось ещё Обсерваторией Эйнштейна в 1983 г. Энергетические частицы из магнитосферы Юпитера являются причиной ярких авроральных овалов, которые окружают полюса. В отличие от земных аналогов, которые появляются лишь во время магнитных штормов, полярные сияния в атмосфере Юпитера наблюдаются постоянно. Термосфера Юпитера — единственное место за пределами Земли, где обнаружен трёхатомный ион (H3+). Этот ион вызывает сильную эмиссию в средней инфракрасной части спектра на длинах волн между 3 и 5 микрометрами и выступает в роли главного охладителя термосферы.

Химический состав:

Изобилие элементов в соотношении с водородом
на Юпитере и Солнце

Элемент

Солнце

Юпитер/Солнце


He/H

0.0975

0.807 ± 0.02


Ne/H

1.23·10−4

0.10 ± 0.01


Ar/H

3.62·10−6

2.5 ± 0.5


Kr/H

1.61·10−9

2.7 ± 0.5


Xe/H

1.68·10−10

2.6 ± 0.5


C/H

3.62·10−4

2.9 ± 0.5


N/H

1.12·10−4

3.6 ± 0.5 (8 бар)

3.2 ± 1.4 (9—12 бар)


O/H

8.51·10−4

0.033 ± 0.015 (12 бар)

0.19—0.58 (19 бар)


P /H

3.73·10−7

0.82


S/H

1.62·10−5

2.5 ± 0.15


Изотопное отношение в Юпитере и Солнце

отношение

Солнце

Юпитер


13C/12C

0.011

0.0108 ± 0.0005


15N/14N

<2.8·10−3

2.3 ± 0.3·10−3

(0.08—2.8 бар)


36Ar/38Ar

5.77 ± 0.08

5.6 ± 0.25


20Ne/22Ne

13.81 ± 0.08

13 ± 2


3He/4He

1.5 ± 0.3·10−4

1.66 ± 0.05·10−4


D/H

3.0 ± 0.17·10−5

2.25 ± 0.35·10−5


Состав А.Ю. подобен составу всей планеты в целом. А.Ю. изучена наиболее всесторонне относительно прочих атмосфер газовых гигантов, так как непосредственно была зондирована спускаемым аппаратом КА Галилео, который был запущен в атмосферу Юпитера 7 декабря 1995 года. Прочими источниками информации о составе Юпитерианской атмосферы служат наблюдения Инфракрасной космической обсерватории(ISO), межпланетных зондов Галилео и Кассини, а также данные наземных наблюдений.

Два основных компонента А.Ю. — молекулярный водород и гелий. Относительное количество гелия 0.157 ± 0.0036 по отношению к молекулярному водороду по числу молекул и его массовая доля, 0.234 ± 0.005, ненамного ниже примордиального значения по Солнечной системе. Причина этого не до конца ясна, но, будучи плотнее водорода, немало гелия может конденсироваться вовнутрь ядра Юпитера. Атмосфера содержит также немало простых соединений, например воду, метан (CH4), сероводород (H2S), аммиак (NH3) и фосфин (PH3). Их относительное количество в глубокой (ниже 10 бар) тропосфере подразумевает, что атмосфера Юпитера в 3-4 раза богаче углеродом, азотом, серой и, возможно, кислородом чем Солнце. Количество благородных газов, таких как аргон, криптон и ксенон, превосходит количество таковых на Солнце (см. таблицу), тогда как неона явно меньше. Другие химические соединения, арсин (AsH3) и герман (GeH4), присутствуют только в следовых количествах. Верхняя атмосфера Юпитера содержит малые относительные количества простых углеводородов: этана, ацетилена, идиацетилена, которые формируются под воздействием солнечной ультрафиолетовой радиации и заряженных частиц, прибывающих из магнитосферы Юпитера. Диоксид углерода, моноксид углерода и вода в верхней части атмосферы, как полагают, обязаны своим присутствием столкновениям с атмосферой Юпитера комет, таких, как комета Шумейкеров-Леви 9. Вода не может прибывать из тропосферы, потому что тропопауза, действующая как холодная ловушка, эффективно препятствует поднятию воды до уровня стратосферы.

Наземные наблюдения, а также наблюдения с бортов космических аппаратов привели к улучшению знаний об изотопном соотношении в атмосфере Юпитера. По данным на июль 2003, принятое значение для относительного количества дейтерия — (2.25 ± 0.35)·10−5, что вероятно представляет собой примордиальное значение для Протосолнечной туманности, из которой и сформировалась Солнечная система. Соотношение изотопов азота 15N и 14N в атмосфере Юпитера составляет 2.3·10−3, что на треть ниже, чем в земной атмосфере (3.5·10−3).  Последнее открытие особо существенно, так как предыдущие теории формирования Солнечной системы полагали, что земные значения для изотопов азота были примордиальны. 

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

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

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

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

Юпитерианская атмосфера делится на зоны и пояса, и каждый из них имеет своё название и обладает особыми отличительными характеристиками. Они начинаются от южных и северных полярных областей, которые простираются от полюсов примерно на 40—48° N/S. Эти синевато-серые области обычно невыразительны.

Северо-Северный умеренный регион редко демонстрирует больше примечательных деталей, чем полярные области из-за затемнённости, видения в перспективе и вообще общей разбросанности примечательных областей. При этом Северо-северный умеренный пояс (NNTB) является самым северным отчётливо различимым поясом, хотя иногда и «исчезает». Пертурбации имеют тенденцию быть незначительными и недолгими. Северо-северная умеренная зона является более заметной, но в целом такая же спокойная. Иногда в области наблюдаются другие незначительные пояса и зоны.

Северный умеренный регион находится в широтах легко доступных для наблюдений с Земли, и таким образом имеет превосходную запись наблюдений. Он также примечателен сильнейшим проградным «джетом» на планете, который формирует южную границу северного умеренного пояса (NTB). NTB исчезает примерно раз в десятилетие (это как раз происходило при пролёте обоих Вояджеров), таким образом он на время соединяет Северную умеренную зону (NTZ) и Северную Тропическую зону (NTropZ). Остальное время, NTZ представляет собой относительно узкую полоску, в которой можно выделить северный и южный компоненты.

Северный тропический регион состоит из NTropZ И Северного экваториального пояса (NEB). NTropZ обычно очень устойчива в окраске, почти любые изменения в ней вызваны активностью южного джета в NTB. Как и NTZ, она иногда делится на узкую полоску, NTropB. В редких случаях, в южной части NTropZ возникают «Маленькие красные пятна». Как и следует из названия, они являются северными эквивалентами Большого красного пятна. В отличие от GRS, они имеют тенденцию возникать парами и существуют недолго, примерно год в среднем; несколько из них как раз существовало на момент пролёта Пионера 10. 

NEB один из наиболее активных поясов планеты. Он характеризуется наличием антициклонов («белые овалы») и циклонов («коричневые овалы»), причём антициклоны обычно образуются севернее; как и в NTropZ, большинство из этих примечательных образований существуют недолго. Как и южный экваториальный пояс (SEB), NEB иногда «пропадает» и «возрождается». Это происходит приблизительно раз в 25 лет.

Экваториальная зона (EZ) — одна из наиболее устойчивых областей планетарной атмосферы. По северным краям EZ движутся на юго-запад из NEB своего рода «перья», они ограничиваются тёмными, тёплыми (в инфракрасном спектре) областями, известными как «фестоны» (горячие пятна). Хотя южная граница EZ обычно статична, наблюдения с позднего XIX века по начало XX показывают, что её «рисунок» с тех пор значительно изменился. EZ значительно меняется по окраске, от белесого до охряного, или даже медно-красного; иногда внутри неё выделяют экваториальную полосу (EB). Атмосферные образования и облачность в EZ перемещаются на скорости в примерно 390 км/ч относительно прочих широт.

продолжение

Loading

Календарь

«  Июнь 2019  »
ПнВтСрЧтПтСбВс
     12
3456789
10111213141516
17181920212223
24252627282930

Архив записей

Друзья сайта

  • Заказать курсовую работу!
  • Выполнение любых чертежей
  • Новый фриланс 24