Atmosféra Jupiteru

Jupiterova atmosféra  je plynový obal, který obklopuje Jupiter . Je to největší planetární atmosféra ve sluneční soustavě . Skládá se převážně z vodíku a helia . Jiné prvky jsou přítomny v malých množstvích ve sloučeninách , jako je metan , čpavek , sirovodík a voda . Složení atmosféry je podobné složení celé planety jako celku [1] .

Jupiterova atmosféra nemá jasnou spodní hranici - plynule přechází do oceánu kapalného vodíku [2] . Rozlišují se následující vrstvy atmosféry (zdola nahoru): troposféra , stratosféra , termosféra a exosféra . Nejnižší vrstva – troposféra – obsahuje složitý systém mraků a mlh, včetně vrstev čpavku, hydrosulfidu amonného a vody [3] . Horní čpavková mračna pozorovaná na Jupiterově „povrchu“ jsou organizována do četných pásem paralelních k rovníku a ohraničena silnými zonálními atmosférickými proudy (větry) známými jako „trysky“ . Pruhy mají různé barvy: tmavší pruhy se běžně nazývají „pásy“ a světlé pruhy se nazývají „zóny“. Zóny jsou oblasti vzestupného proudění, které mají nižší teplotu než pásy - oblasti sestupného proudění [4] .

Původ struktury pruhů a proudnic není s jistotou znám, byly navrženy dva modely této struktury . Povrchový model předpokládá, že se jedná o povrchové jevy nad stabilními vnitřními oblastmi . Hlubinný model předpokládá, že pruhy a výtrysky jsou povrchovými projevy hluboké cirkulace vyskytující se v joviánském plášti , který se skládá z molekulárního vodíku a je organizován jako systém válců [5] .

V atmosféře Jupiteru dochází k různým aktivním jevům, jako je nestabilita pásem, víry ( cyklóny a anticyklóny ), bouře a blesky [6] . Víry vypadají jako velké červené, bílé a hnědé skvrny (ovály). Dvě největší skvrny, Velká červená skvrna (GRS) [7] a oválná BA [8]  , mají načervenalý odstín. Oni, stejně jako většina ostatních velkých skvrn, jsou anticyklóny. Malé anticyklóny jsou obvykle bílé. Předpokládá se, že hloubka vírů nepřesahuje několik set kilometrů .

Nachází se na jižní polokouli, BKP je největším známým vírem ve sluneční soustavě. Tento vír by mohl pojmout několik planet velikosti Země a existuje již nejméně 350 let . Oval BA, který se nachází jižně od BKP a je třikrát menší než ten druhý, je červená skvrna, která vznikla v roce 2000 spojením tří bílých oválů [9] .

Na Jupiteru neustále zuří silné bouře s bouřkami . Bouře je výsledkem vlhké konvekce v atmosféře spojené s vypařováním a kondenzací vody. Jedná se o oblasti silného vzestupného pohybu vzduchu, který vede ke vzniku jasných a hustých mraků. Bouřky se tvoří hlavně v pásových oblastech. Výboje blesků na Jupiteru jsou mnohem silnější než na Zemi , ale je jich méně, takže průměrná úroveň bleskové aktivity se blíží pozemské [10] .

Vertikální struktura

Atmosféra Jupiteru je rozdělena do 4 úrovní (seřazených podle rostoucí výšky): troposféra , stratosféra , termosféra a exosféra . Na rozdíl od zemské atmosféry nemá Jupiterova atmosféra mezosféru [12] . Na Jupiteru není žádný pevný povrch a nejnižší úroveň atmosféry – troposféra – plynule přechází do vodíkového oceánu pláště [2] . Neexistují žádné jasné hranice mezi kapalinou a plynem, protože teplota a tlak na této úrovni jsou mnohem vyšší než kritické body pro vodík a helium. Vodík se stává superkritickou tekutinou při tlaku asi 12 barů [2] .

Protože dolní hranice atmosféry není přesně známa, považuje se za základ troposféry tlaková hladina 10 bar , 90 km pod tlakem 1 bar, s teplotou asi 340 K [11] . V odborné literatuře se jako nulový bod pro „povrchové“ výšky Jupiteru obvykle volí hladina tlaku 1 bar [2] . Stejně jako na Zemi nemá horní úroveň atmosféry – exosféra – jasně definovanou hranici [13] . Jeho hustota postupně klesá a exosféra plynule přechází do meziplanetárního prostoru přibližně 5000 km od „povrchu“ [14] .

Vertikální teplotní změny v atmosféře Jovian jsou podobné těm na Zemi . Teplota troposféry klesá s výškou, až dosáhne minima zvaného tropopauza [15] , což je hranice mezi troposférou a stratosférou. Na Jupiteru je tropopauza asi 50 km nad viditelnými mraky (nebo nad hladinou 1 baru), kde se tlak a teplota blíží 0,1 baru a 110 K [11] [16] . Ve stratosféře teplota stoupá na cca 200 K při přechodu do termosféry a ve výšce a tlaku cca 320 km a 1 mikrobaru [11] . V termosféře teplota stále stoupá, až nakonec dosáhne 1000 K ve výšce přibližně 1000 km a tlaku 1 nanobar [17] .

Jupiterova troposféra se vyznačuje složitou strukturou mraků [3] . Horní oblaka, nacházející se v tlakové výši 0,6-0,9 bar, se skládají z čpavkového ledu [18] . Předpokládá se, že existuje spodní vrstva mraků, sestávající z hydrosulfidu amonného (nebo sulfidu amonného ) (mezi 1-2 bary) a vody (3-7 barů) [19] [20] . Rozhodně se nejedná o oblaka metanu, protože teplota je tam příliš vysoká na to, aby kondenzoval [3] . Vodní mraky tvoří nejhustší vrstvu mraků a mají silný vliv na dynamiku atmosféry. Je to důsledek vysokého kondenzačního tepla vody a jejího vyššího obsahu v atmosféře ve srovnání s čpavkem a sirovodíkem (kyslík je častější chemický prvek než dusík nebo síra) [12] . Nad hlavní vrstvou oblačnosti se nacházejí různé troposférické (200–500 mbar) a stratosférické (10–100 mbar) vrstvy mlhy [19] [21] . Ty se skládají z kondenzovaných těžkých polycyklických aromatických uhlovodíků nebo hydrazinu , které se tvoří ve stratosféře (1-100 mikrobarů) vlivem slunečního ultrafialového záření na metan nebo čpavek [3] . Množství metanu ve vztahu k molekulárnímu vodíku ve stratosféře je 10 −4 [14] , zatímco poměr jiných uhlovodíků, jako je ethan a acetylen, k molekulárnímu vodíku je asi 10 −6 [14] .

Jupiterova termosféra se nachází v tlakové hladině nižší než 1 μbar a je charakterizována takovými jevy, jako je záře vzduchu, polární záře a rentgenové záření [22] . Na této úrovni atmosféry dochází ke zvýšení hustoty elektronů a iontů tvořících ionosféru [14] . Důvody převahy vysokých teplot (800-1000 K) v atmosféře nebyly plně vysvětleny [17] ; současné modely neposkytují teploty nad 400 K [14] . To může být způsobeno adsorpcí vysokoenergetického slunečního záření (UV nebo rentgenového záření), ohřevem nabitých částic zrychlením v magnetosféře Jupiteru nebo rozptylem nahoru se šířících gravitačních vln [23] . V nízkých zeměpisných šířkách a pólech jsou termosféra a exosféra zdrojem rentgenového záření, což bylo poprvé pozorováno Einsteinovou observatoří v roce 1983 [24] . Energetické částice z Jupiterovy magnetosféry jsou zodpovědné za jasné polární ovály, které obklopují póly. Na rozdíl od pozemských analogů, které se objevují pouze během magnetických bouří, jsou polární záře v atmosféře Jupiteru pozorovány neustále [24] . Jupiterova termosféra je jediným místem mimo Zemi, kde byl nalezen tříatomový iont (H₃ + ) [14] . Tento iont způsobuje silnou emisi ve střední infračervené oblasti na vlnových délkách mezi 3 a 5 µm a působí jako hlavní chladivo termosféry [22] .

Chemické složení

Složení atmosféry Jupiteru je podobné jako u planety jako celku [1] . Atmosféra Jupiteru byla prozkoumána nejúplněji ve srovnání s ostatními atmosférami plynných obrů, protože byla přímo sondována sestupnou kosmickou lodí Galileo , která byla vypuštěna do atmosféry Jupiteru 7. prosince 1995 [25] . Dalšími zdroji informací o složení atmosféry Jovian jsou pozorování Infrared Space Observatory (ISO) [26] , meziplanetární sondy Galileo a Cassini [27] a také pozemní pozorování [1] .

Dvě hlavní složky Jupiterovy atmosféry jsou molekulární vodík a helium [1] . Relativní množství helia je 0,157 ± 0,0036 vzhledem k molekulárnímu vodíku z hlediska počtu molekul a jeho hmotnostní zlomek, 0,234 ± 0,005 , je o něco nižší než primární [28] hodnota ve Sluneční soustavě [1] . Důvod není zcela jasný, ale je hustší než vodík, takže většina helia může kondenzovat v jádru Jupiteru [18] . Atmosféra také obsahuje mnoho jednoduchých sloučenin, jako je voda , metan (CH4), sirovodík (H2S), amoniak (NH3) a fosfin (PH3) [1] . Jejich relativní množství v hluboké (pod 10 bar) troposféře znamená, že atmosféra Jupiteru je 3-4krát bohatší na uhlík , dusík , síru a možná i kyslík [b] než Slunce [c] [1] . Počet vzácných plynů, jako je argon , krypton a xenon , převyšuje počet těch na Slunci (viz tabulka), zatímco neon je zřetelně menší [1] . Ostatní chemické sloučeniny, arsin (AsH₃) a německý (GeH₄), jsou přítomny pouze ve stopových množstvích [1] . Horní atmosféra Jupiteru obsahuje malé relativní množství jednoduchých uhlovodíků : ethan , acetylen a diacetylen , které se tvoří pod vlivem slunečního ultrafialového záření a nabitých částic přicházejících z magnetosféry Jupiteru [1] . Předpokládá se, že oxid uhličitý , oxid uhelnatý a voda v horních vrstvách atmosféry vděčí za svou přítomnost dopadům komet, jako je například kometa Shoemaker-Levy 9 , do atmosféry Jupiteru . Voda nemůže pocházet z troposféry, protože tropopauza , fungující jako chladící past, účinně brání vodě stoupat na úroveň stratosféry [1] .

Pozemní pozorování, stejně jako pozorování z kosmických lodí, vedla ke zlepšení znalostí o poměru izotopů v atmosféře Jupiteru.  Od července 2003 je akceptovaná hodnota pro relativní množství deuteria (2,25 ± 0,35)⋅10 −5 [1] , což je pravděpodobně primární hodnota pro protosolární mlhovinu , ze které byla vytvořena sluneční soustava [26] . Poměr izotopů dusíku 15 N a 14 N v atmosféře Jupiteru je 2,3⋅10 −3 , což je o třetinu méně než v zemské atmosféře (3,5⋅10 −3 ) [1] . Tento objev je obzvláště významný, protože předchozí teorie o formování sluneční soustavy věřily, že pozemské hodnoty izotopů dusíku byly primární [26] .

Zóny, pásy a víry

Viditelný povrch Jupiteru je rozdělen do mnoha pásů rovnoběžných s rovníkem. Existují dva typy pásů: relativně světlé zóny a tmavé pásy [4] . Široká rovníková zóna (EZ) se rozprostírá zhruba mezi 7° jižní šířky a 7° severní šířky. Nad a pod EZ se nachází Severní a Jižní rovníkový pás (NEB a SEB), rozprostírající se na 18° severní šířky a 18° jižní šířky. Dále od rovníku leží severní a jižní tropické pásmo (NtrZ a STrZ) [4] . Takové neměnné střídání pásů a zón pokračuje až do 50° j. š. a s. š., kde se jejich viditelné projevy stávají poněkud méně nápadnými [30] . Pásy pravděpodobně pokračují až asi 80° na sever nebo na jih směrem k pólům [4] .

Rozdíl ve zbarvení mezi zónami a pásy spočívá v rozdílech mezi neprůhledností mraků. Koncentrace čpavku v zónách je vyšší, což vede k tomu, že se ve vyšších nadmořských výškách objevují hustší oblaka čpavkového ledu, a to zase činí zóny světlejšími [15] . Na druhou stranu pásová oblaka jsou tenčí a nacházejí se v nižších nadmořských výškách [15] . Horní troposféra je chladnější v pásmech a teplejší v pásech [4] . Přesná povaha látek, díky nimž jsou Jupiterovy zóny a pásy tak "barevné", není známa, ale mohou zahrnovat komplexní sloučeniny síry, fosforu a uhlíku [4] .

Jupiterovy pásy jsou ohraničeny zonálním atmosférickým prouděním (větry), kterému se říká „trysky“. Výtrysky pohybující se na západ (retrográdní pohyb) jsou obvykle pozorovány při pohybu z pásem do pásů (dále od rovníku), zatímco výtrysky pohybující se na východ (normální pohyb) jsou obvykle pozorovány při pohybu z pásů do pásem [4] . Modely Jupiterovy atmosféry naznačují, že zonální větry snižují rychlost pásu a zvětšují se zóny od rovníku k pólům. Proto je gradient větru v pásech cyklonální a v zónách anticyklonální [20] . Výjimkou z pravidla je rovníková zóna, ve které dochází k silnému pohybu výtrysků na východ a místní minimum rychlosti větru se nachází přesně na rovníku. Rychlost výtrysků na Jupiteru je velmi vysoká, místy dosahuje 100 m/s [4] . Tato rychlost odpovídá oblakům čpavku nacházejícím se v oblasti tlaku 0,7-1 bar. Výtrysky kroužící ve stejném směru jako Jupiter jsou silnější než ty opačné (retrográdní) [4] . Vertikální rozměry trysek nejsou známy. Zonální větry utichají ve výšce rovné 2-3 výškovým stupnicím [a] nad mraky. Rychlost větru pod úrovní oblačnosti přitom jen mírně roste a zůstává konstantní až do úrovně tlaku 22 barů, což je maximální hloubka dosažená sestupovým vozidlem Galileo [16] .

Původ "stužkové struktury" Jupiterových mraků není zcela jasný, ale mechanismy, které ji řídí, připomínají pozemskou Hadleyovu buňku . Nejjednodušší výklad je, že zóny jsou místa atmosférického vzestupu a pásy jsou projevy sestupu [31] . V zónách se vzduch, stoupající a obohacený čpavkem, rozpíná a ochlazuje a vytváří vysoké a husté mraky. V pásech vzduch klesá a adiabaticky se zahřívá a bílá oblaka čpavku se vypařují a odhalují tmavší mraky pod nimi. Umístění a šířka pásů na Jupiteru jsou stabilní a v období od 80. let do 21. století se měnily jen zřídka. Jedním z příkladů změny je mírné snížení rychlosti silného východního výtrysku mezi severními tropickými zónami a severními mírnými zónami o 23° severní šířky [5] [31] . Barvu a intenzitu barev však pruhy v průběhu času mění .

Speciální pruhy

Jupiterská atmosféra je rozdělena do zón a pásů a každá z nich má své jméno a má zvláštní charakteristické vlastnosti. Vycházejí z jižních a severních polárních oblastí, které se rozprostírají od pólů asi o 40-48° S/S. Tyto modrošedé oblasti jsou obvykle bez rysů [30] .

Severo-severní mírná oblast jen zřídka vykazuje pozoruhodnější detaily než polární oblasti kvůli zatemnění, perspektivě a obecnému rozšíření pozoruhodných oblastí. Severo-severní mírný pás (NNTB) je zároveň nejsevernějším zřetelným pásem, i když někdy „mizí“. Poruchy bývají menší a krátkodobé. Severo-severní mírné pásmo je výraznější, ale obecně stejně klidné. Někdy jsou v oblasti pozorovány další menší pásy a zóny [32] .

Severní mírná oblast je v zeměpisných šířkách snadno dostupná ze Země a má tedy vynikající záznamy o pozorováních [33] . Je také pozoruhodné tím, že má nejsilnější normální výtrysk na planetě, který tvoří jižní hranici severního mírného pásma (NTB) [33] . NTB mizí zhruba jednou za dekádu (stalo se to při průletu obou Voyagerů ), čímž dočasně spojuje severní mírné pásmo (NTZ) a severní tropické pásmo (NTropZ) [33] . Ve zbytku času je NTZ poměrně úzký pás, ve kterém lze rozlišit severní a jižní složku [33] .

Severní tropická oblast se skládá z NTropZ a severního rovníkového pásu (NEB). NTropZ je obvykle ve zbarvení velmi stabilní, téměř jakákoliv jeho změna je způsobena činností jižního výtrysku v NTB. Stejně jako NTZ se někdy dělí na úzký pás - NTropB. Ve vzácných případech se v jižní části NTropZ vyskytují „malé červené skvrny“. Jak název napovídá, jedná se o severní ekvivalenty Velké rudé skvrny. Na rozdíl od BKP se vyskytují spíše v párech a jsou krátkodobé, v průměru asi rok; několik z nich právě existovalo v době průletu Pioneeru 10 [34] .

NEB je jedním z nejaktivnějších pásů na planetě. Je charakterizována přítomností anticyklon („bílé ovály“) a cyklon („hnědé ovály“), přičemž anticyklony se obvykle tvoří dále na sever; jako NTropZ, většina z těchto pozoruhodných formací netrvá dlouho. Stejně jako jižní rovníkový pás (SEB) i NEB někdy „vypadne“ a „znovu se zrodí“. K tomu dochází zhruba jednou za 25 let [35] .

Rovníková zóna (EZ) je jednou z nejstabilnějších oblastí planetární atmosféry. Podél severních okrajů EZ se jakési „peří“ pohybují jihozápadně od NEB a jsou omezeny na tmavé, teplé (v infračervené oblasti) oblasti známé jako „hřebenatky“ (horké skvrny) [36] . Ačkoli je jižní hranice EZ obvykle statická, pozorování od konce 19. století do počátku 20. století ukazují, že se její „vzor“ od té doby výrazně změnil. EZ se značně liší barvou, od bělavé po okrovou nebo dokonce měděně červenou; někdy se uvnitř něj rozlišuje rovníkový pás (EB) [37] . Atmosférické prvky a mraky v EZ se pohybují vzhledem k jiným zeměpisným šířkám rychlostí asi 390 km/h [38] [39] .

Jižní tropická oblast zahrnuje jižní rovníkový pás (SEB) a jižní tropickou zónu. Toto je zdaleka nejaktivnější oblast na planetě a také hostí nejvýkonnější retrográdní proud na planetě. SEB je obvykle nejširší a nejtmavší pás na Jupiteru; někdy je však půlena zónou (SEBZ) a má tendenci mizet každých 3-15 let, než se znovu objeví; tento jev je znám jako „cyklus renesance SEB“. Pár týdnů či měsíců po zmizení pásu se na jeho místě vytvoří bílá skvrna, která chrlí tmavě hnědý materiál, který je jupiterskými větry natažen do nového pásu. Naposledy se pás ztratil v květnu 2010 [40] . Rozpoznatelným rysem SEB je mimo jiné dlouhý řetězec cyklónů vytvořených Velkou rudou skvrnou. Stejně jako NTropZ je STropZ jednou z nejviditelnějších zón na planetě; nejen, že se v ní nachází BKP, ale občas je v ní vidět i Southern Tropical Perturbation (STropD) - oblast uvnitř zóny, která je poměrně stabilní a odolná; nejdelší období jeho existence je od roku 1901 do roku 1939 [41] .

Jižní mírný region neboli jižní mírný pás (STB) je jiný, tmavý, dobře označený pás, větší než NTB. Až do března 2000 byly jeho nejpozoruhodnějšími rysy dlouhověké „ovály“ BC, DE a FA, které se nyní sloučily do Oval BA („Red Junior“). Ovály byly ve skutečnosti součástí jižního mírného pásma, ale rozšířily se až k STB a částečně ho vymezovaly [4] . STB občas zmizel, zřejmě kvůli složité interakci mezi bílými ovály a BKP. Jižní mírná zóna (STZ), zóna, ve které bílé ovály pocházejí, je velmi variabilní [42] .

Na Jupiteru je mnoho pozoruhodných oblastí atmosféry, které jsou pro pozemní pozorování obtížně dostupné. Jižní mírná oblast je ještě obtížnější rozlišit než NNTR – její detaily jsou těžko vidět bez použití velkých pozemních dalekohledů a kosmických lodí [43] . Mnohé zóny a pásy jsou dočasné a ne vždy viditelné, jako například Rovníkový pás (EB) [44] , Severní rovníkový pás (NEBZ, bílá zóna s pásem) a Jižní rovníkový pásový pás (SEBZ) [45] . Pásma jsou někdy rozdělena různými atmosférickými poruchami. Když je zóna nebo pás rozdělen na části nějakým druhem poruchy, přidá se N nebo S pro zvýraznění severní nebo jižní složky zóny nebo pásu, jako je NEB(N) a NEB(S) [46] .

Dynamika

Cirkulace v atmosféře Jupiteru se výrazně liší od cirkulace na Zemi . Povrch Jupiteru je tekutý, pevný povrch neexistuje. Konvekce proto může nastat v jakékoli oblasti vnějšího plynného obalu. Od roku 2011 neexistuje žádná komplexní teorie dynamiky atmosféry Jupiteru. Taková teorie by měla vysvětlovat následující skutečnosti: existence úzkých stabilních pásů a proudění symetrických kolem rovníku, mohutné rovníkové proudění od západu na východ (ve směru rotace planety), rozdíl mezi zónami a pásy, jakož i původ a stabilita velkých vírů, jako je Velká rudá skvrna [47] .

Stávající teorie lze rozdělit do 2 tříd: blízkopovrchové a hluboké. První předpokládá, že pozorovaná cirkulace je z velké části způsobena tenkou vnější (povětrnostní) hladinou atmosféry a vnitřní část je stabilní. Posledně jmenovaný postuluje, že pozorované proudění je projevem procesů probíhajících v hlubokých vrstvách Jupiterovy atmosféry [48] . Každá z teorií má silné i slabé stránky, takže mnoho planetárních vědců věří, že skutečná teorie bude zahrnovat prvky obou modelů [49] .

Povrchové modely

První pokusy o vysvětlení dynamiky Jupiterovy atmosféry se datují do 60. let 20. století [48] [50] . Byly částečně založeny na pozemské meteorologii , v té době dobře vyvinuté. Předpokládalo se, že atmosférické proudění na Jupiteru vzniká v důsledku turbulence, kterou zase podporuje vlhká konvekce ve vnější vrstvě atmosféry (nad mraky) [51] [52] . Mokrá konvekce je jev spojený s kondenzací a vypařováním vody, jedná se o jeden z hlavních jevů, které ovlivňují formování zemského počasí [53] . Vzhled proudění v tomto modelu souvisí se známou vlastností dvourozměrné turbulence - tzv. reverzní kaskádou, při které se malé turbulentní struktury (víry) spojují a tvoří větší víry [51] . Vzhledem ke konečné velikosti planety nemohou takové struktury překročit určité charakteristické měřítko, pro Jupiter se tomu říká Rýnské měřítko. To je způsobeno vlivem Rossbyho vln . Mechanismus je následující: když největší turbulentní struktura dosáhne určité velikosti, energie začne proudit do Rossbyho vln a ne do větší struktury, reverzní kaskáda se zastaví [54] . Na kulové, rychle rotující planetě je disperzní vztah pro Rossbyho vlny anizotropní , takže Reinesova stupnice ve směru rovnoběžek je větší než ve směru poledníku [54] . V důsledku toho se vytvářejí rozsáhlé struktury, natažené rovnoběžně s rovníkem. Jejich poledníkový rozsah se zdá být stejný jako skutečná šířka toků [51] . V modelech blízkého povrchu tedy víry přenášejí energii do toků, a proto musí zmizet.

Tyto modely sice úspěšně vysvětlují existenci desítek úzkých toků, mají však i vážné nedostatky [51] . Nejnápadnější z nich: až na vzácné výjimky by se mělo objevit silné rovníkové proudění ve směru proti rotaci planety a je pozorováno proudění podél rotace. Navíc toky bývají nestabilní a mohou čas od času vypadávat [51] . Povrchové modely nevysvětlují, jak pozorované proudy v Jupiterově atmosféře porušují kritérium stability [55] . Vyvinutější vícevrstvé verze takových modelů poskytují stabilnější cirkulační vzor, ​​ale mnoho problémů stále přetrvává [56] .

Sonda Galileo mezitím zjistila, že Jupiterovy větry sahají hluboko pod úroveň oblačnosti (5-7 barů) a nevykazují žádné známky mizení až na 22 barů, což naznačuje, že Jupiterova atmosférická cirkulace může být ve skutečnosti hluboká [16] .

Hloubkové modely

První hloubkový model navrhl Busse v roce 1976 [58] [59] . Je založen na slavné Taylor-Prudmanově větě v hydrodynamice , která zní následovně: v každé rychle rotující barotropní ideální tekutině jsou proudy organizovány do řady válců rovnoběžných s osou rotace. Podmínky věty jsou pravděpodobně splněny v podmínkách Jupiterova nitra. Proto může být Jupiterův vodíkový plášť rozdělen do mnoha válců, v každém z nich je cirkulace nezávislá [60] . V těch zeměpisných šířkách, kde se vnější a vnitřní hranice válců protínají s viditelným povrchem planety, se tvoří toky a samotné válce jsou viditelné jako zóny a pásy. Hlubinný model snadno vysvětluje výtrysk směřující podél rotace planety na Jupiterově rovníku. Trysky jsou stabilní a nesplňují kritérium dvourozměrné stability [60] . Model má však problém: předpovídá velmi malý počet širokých výtrysků. Realistické 3D modelování zatím není možné a zjednodušené modely používané k potvrzení hluboké cirkulace mohou postrádat důležité aspekty Jupiterovy hydrodynamiky [60] . Jeden z modelů publikovaných v roce 2004 docela věrohodně reprodukoval strukturu tryskových pásů atmosféry Jupiteru [49] . Podle tohoto modelu je vnější vodíkový plášť tenčí než u jiných modelů a měl tloušťku pouze 10 % poloměru planety, zatímco u standardních modelů Jupiteru je to 20–30 % [61] . Dalším problémem jsou procesy, které mohou řídit hlubokou cirkulaci. Je možné, že hluboké proudy mohou být způsobeny silami blízkými povrchu, jako je vlhká konvekce, nebo hluboká konvekce celé planety, která odebírá teplo z nitra Jupiteru [51] . Který z těchto mechanismů je důležitější, je stále nejasné.

Vnitřní teplo

Od roku 1966 je známo, že Jupiter vyzařuje mnohem více tepla, než přijímá od Slunce [62] . Předpokládá se, že poměr mezi radiační silou planety a přijatým slunečním zářením je přibližně roven 1,67 ± 0,09. Vnitřní tepelný tok z Jupiteru je 5,44 ± 0,43 W/m², přičemž celkový vyzářený výkon je 335 ± 26 PW . Druhá hodnota je přibližně jedna miliardtina celkového výkonu vyzařovaného Sluncem. Přebytečné teplo je nejspíše důsledkem zahřívání v raných fázích formování Jupiteru, v důsledku procesů v akrečním disku sluneční soustavy, srážek planetesimál s jádrem planety a následné gravitační diferenciace , částečně však může být důsledkem srážení helia na jádru planety [63] .

Vnitřní ohřev může mít důležitý vliv na atmosféru Jupiteru. Jupiter má mírný sklon 3° a jeho póly dostávají mnohem méně slunečního záření než rovník, ale teplota troposféry se nijak výrazně nemění od rovníku k pólům. Jedním z vysvětlení je, že procesy vnitřní konvekce jsou jako „termostat“, který uvolňuje více tepla v blízkosti pólů než na rovníku. To vede k rovnoměrnému rozložení teploty v troposféře. Na Zemi je teplo přenášeno od rovníku k pólům, především díky atmosférické cirkulaci , zatímco na Jupiteru distribuci tepla vyrovnává hluboká konvekce. V zásadě je konvekce uvnitř Jupiteru způsobena vnitřním teplem [64] .

Samostatné atmosférické prvky

Whirlwinds

Atmosféra Jupiteru je „domovem“ stovek vírů : kulatých rotujících struktur, které lze podobně jako v zemské atmosféře rozdělit do 2 tříd: cyklóny a anticyklóny [6] . První se otáčí ve směru rotace planety ( proti směru hodinových ručiček na severní polokouli a ve směru hodinových ručiček na jižní polokouli); druhý - v opačném směru. Na rozdíl od zemské atmosféry však v atmosféře Jupiteru převažují anticyklóny nad cyklónami: více než 90 % vírů, jejichž průměr přesahuje 2000 km, jsou anticyklóny [65] . „Životnost“ vírů se pohybuje od několika dnů po staletí v závislosti na jejich velikosti: například průměrná životnost tlakových výšek s průměry od 1000 do 6000 km je 1–3 roky [66] . Víry nebyly nikdy pozorovány na Jupiterově rovníku (v rámci 10° zeměpisné šířky), kde jsou nestabilní [9] . Stejně jako u každé rychle rotující planety jsou Jupiterovy anticyklóny centry vysokého tlaku, zatímco cyklóny jsou centry nízkého tlaku [36] .

Anticyklóny na Jupiteru jsou vždy omezené v zónách, kde se rychlost větru ve směru od rovníku k pólům zvyšuje [66] . Obvykle jsou světlé a vypadají jako bílé ovály [6] . Mohou se pohybovat podél zeměpisné délky, ale zůstávají na stejné zeměpisné šířce a nemohou opustit zónu, která je porodila [9] . Rychlost větru na jejich okraji může dosáhnout 100 m/s [8] . Různé anticyklóny umístěné ve stejné zóně mají tendenci se při vzájemném přibližování sjednocovat [67] . V atmosféře Jupiteru však byly na rozdíl od ostatních pozorovány a pozorovány dvě anticyklóny - jedná se o Velkou rudou skvrnu (GRS) [7] a ovál BA [8] , vzniklé v roce 2000. Na rozdíl od bílých oválů dominuje jejich struktuře červená barva, pravděpodobně díky načervenalé látce stoupající z hlubin planety [7] . Na Jupiteru vznikají anticyklóny obvykle sloučením menších struktur, včetně konvektivních bouří [66] , i když velké ovály mohou vznikat i z nestabilních výtrysků. Naposledy to bylo pozorováno v letech 1938-1940, kdy vzniklo několik bílých oválů nestabilitou v jižním mírném pásmu; později se spojili a vytvořili Oval BA [8] [66] .

Na rozdíl od anticyklón jsou joviánské cyklóny kompaktní tmavé struktury nepravidelného tvaru. Nejtmavší a nejpravidelnější cyklóny se nazývají hnědé ovály [65] . Není však vyloučena existence několika velkých cyklónů s dlouhou životností. Kromě kompaktních cyklón lze na Jupiteru pozorovat několik nepravidelně tvarovaných vláknitých „útržků“, ve kterých je pozorována cyklonální rotace [6] . Jeden z nich se nachází západně od BKP v jižním rovníkovém pásu [68] . Tyto "kousky" se nazývají cyklonální oblasti (CR). Cyklony vznikají vždy pouze v pásech a stejně jako anticyklony při přiblížení splývají [66] .

Hluboká struktura vírů není zcela jasná. Předpokládá se, že jsou relativně tenké, protože jakákoli tloušťka nad 500 km by vedla k nestabilitě. Velké tlakové výše vzhledem k pozorované oblačnosti nevystupují nad několik desítek kilometrů. Jedna hypotéza naznačuje, že víry jsou hluboce konvekční „peří“ (nebo „konvekční sloupce“), ale v současné době si nezískala popularitu mezi planetárními vědci [9] .

Velká rudá skvrna

Velká rudá skvrna (GRS) je vytrvalá anticyklonální bouře nacházející se 22° jižně od Jupiterova rovníku, která existuje nejméně 181 let a možná déle než 346 let [70] [71] . Tato bouře byla dostatečně velká, aby ji bylo možné pozorovat pozemními dalekohledy.

Velká rudá skvrna se otáčí proti směru hodinových ručiček kolem své osy s periodou přibližně 6 pozemských dnů [72] nebo 14 jupiterských dnů. Jeho přibližné rozměry se pohybují v rozmezí 24 000–40 000 km od západu k východu a 12 000–14 000 km od jihu k severu. Skvrna je dostatečně velká, aby se do ní vešly 3 planety velikosti Země.

Počátkem roku 2004 byla Velká rudá skvrna poloviční než před sto lety, kdy měla průměr 40 000 km. Při současném tempu kontrakcí se skvrna může zakulatit přibližně do roku 2040, což se však zdá poněkud pochybné kvůli deformacím způsobeným sousedními jety [73] . Jak dlouho bude BKP trvat a zda změny, ke kterým došlo, jsou výsledkem pro něj normálních výkyvů, není známo [74] .

Podle pozorování vědců z University of California v Berkeley mezi lety 1996 a 2006 skvrna ztratila 15 % svého průměru podél podélné osy. Xylar Esay-Davis, který byl v týmu, který studii prováděl, poznamenal, že skvrna nezmizí na základě měření rychlosti, protože „rychlost je vhodnějším kritériem pro pozorování, protože mraky, které se podílejí na vzniku Rudé skvrny, jsou významně ovlivnil i některé další jevy okolní atmosféry“ [75] .

Infračervená pozorování a data z nich shromážděná již dlouho naznačují, že BKP je chladnější, a tedy vyšší než mnoho jiných oblaků v atmosféře; [76] . Úroveň oblačnosti BKP je asi o 8 km výše než okolní oblačnost. Navíc pečlivá pozorování detailů atmosféry Jovian již v roce 1966 umožnila zjistit, že se skvrna otáčí proti směru hodinových ručiček. To bylo potvrzeno prvními časosběrnými fotografiemi pořízenými z Voyagerů během jejich průletu kolem Jupiteru [77] . Sluneční skvrna je ohraničena mírným východním proudem z jihu a velmi silným západním proudem ze severu [78] . Ačkoli vítr fouká rychlostí 120 m/s (432 km/h) poblíž okrajů oblasti, zdá se, že proudy v této oblasti stagnují, s malým přítokem nebo odtokem [79] . Perioda rotace spotu se s časem snižovala; možná to má něco společného s jeho neustálým zmenšováním velikosti [80] . V roce 2010 astronomové pozorovali BKP ve vzdálené infračervené oblasti (8,5 až 24 µm) s dříve nedosažitelnou úrovní rozlišení a zjistili, že její centrální, nejčervenější část je teplejší než zbytek okolí o magnitudu 3-4 stupně. Takové relativně teplé vzduchové hmoty se nacházejí v tlakové výši přibližně 200-500 mbar - v horní troposféře. Tato teplá centrální skvrna se pomalu otáčí v opačném směru a je pravděpodobně výsledkem poklesu vzduchových hmot BKP blíže ke středu [81] .

Zeměpisná šířka Velké rudé skvrny je po dlouhou dobu pozorování relativně stabilní, mění se v rámci stupně, ale její zeměpisná délka se neustále mění [82] [83] . Protože Jupiterova atmosféra rotuje v různých zeměpisných šířkách nerovnoměrně, vytvořili astronomové tři různé systémy pro určování zeměpisné délky. Systém II byl použit pro zeměpisné šířky nad 10° a původně byl založen na rotační periodě Velké rudé skvrny kolem Jupiterovy osy: 9h 55m 42s [84] [85] . Avšak vzhledem k tomu, že oběžné doby BKP a Jupiteru se rozcházejí, od počátku 19. století se skvrna „otočila“ kolem planety v souřadnicovém systému II nejméně 10krát. Úroveň bodového driftu se v posledních letech dramaticky změnila, o čemž se předpokládá, že souvisí se změnami v jasnosti jižního rovníkového pásu a přítomností nebo nepřítomností jižní tropické poruchy [86] .

Co přesně dává načervenalý odstín BKP, není přesně známo. Teorie podpořené laboratorními experimenty naznačují, že toto zbarvení může být způsobeno složitými organickými molekulami, červeným fosforem nebo možná nějakou sloučeninou síry. Odstín BKP se liší v širokém rozmezí - od červenohnědé až po žlutočervenou a dokonce i bílou. Nejčervenější centrální část je teplejší než okolí; to s dostatečnou mírou spolehlivosti umožňuje konstatovat, že barva skvrny je do značné míry ovlivněna faktory prostředí [87] . Skvrna někdy mizí z viditelného spektra a stává se rozlišitelnou pouze v takzvané „dutině červené skvrny“, což je její „výklenek“ v jižním rovníkovém pásu. Zdá se, že viditelnost BKP má něco společného se změnami v jižním rovníkovém pásu: když je pás jasně bílý, skvrna ztmavne, a když pás ztmavne, obvykle zesvětlí. Období tmavnutí a zesvětlení skvrny jsou nepravidelné: skvrna byla například tmavá v letech 1961–1966, 1968–1975, 1989–1990 a 1992–1993 [88] .

Velká rudá skvrna by neměla být zaměňována s Velkou temnou skvrnou  , atmosférickým vírem pozorovaným v roce 2000 sondou Cassini-Huygens poblíž severního pólu Jupiteru [89] . Podobný rys atmosféry Neptunu se také nazývá Velká temná skvrna . Poslední jmenovaný zaznamenal Voyager 2 v roce 1989 a mohlo jít o jakousi „díru“ v atmosféře, která zmizela kolem roku 1994 (obdobný útvar je však dodnes pozorován v severních zeměpisných šířkách Neptunu) [90] .

Oval BA

Oval BA je oficiální název pro načervenalý vír na jižní polokouli Jupiteru, který má podobný tvar jako Velká rudá skvrna, ale je menší. Oval BA je často označován jako „Red Spot Junior“ nebo „Small Red Spot“. Vír se nachází v jižním mírném pásmu. BA ovál byl viděn v roce 2000 po sloučení tří malých bílých vírů a od té doby zesílil [91] .

Vznik tří bílých oválných bouří, které se později sloučily do Oval BA, lze vysledovat až do roku 1939, kdy v jižní mírné zóně existovaly tři tmavé atmosférické struktury, které účinně rozdělovaly zónu na 3 dlouhé úseky. Pozorovatel Jupiteru Elmer J. Reese označil tyto tři tmavé sekce AB, CD a EF. Úseky se rozšířily, zkrátily vzdálenost mezi nimi v rámci STZ a zformovaly se do bílých oválů FA, BC a DE [92] . Ovals BC a DE se v roce 1998 sloučily a vytvořily Oval BE. Později, v březnu 2000, se BE a FA sloučily a vytvořily Oval BA [91] .

Oválná BA začala postupně červenat v roce 2005 [93] . Již 24. února 2006 si filipínský amatérský astronom Christopher Goh všiml, že skvrna získala téměř stejný odstín jako BKP [93] . Jako výsledek, Dr. Tony Phillips navrhl nazývat to "Little Red Spot" nebo "Red Small" [94] .

V dubnu 2006 pozoroval tým astronomů, kteří se domnívali, že Oval BA toho roku prošel poměrně blízko BKP, oba víry pomocí Hubbleova teleskopu [95] . Bouřky procházejí blízko sebe zhruba každé 2 roky, ale přechod z let 2002 a 2004 takovou pozornost nevzbudil. Dr. Amy Simon-Millerová z Goddard Space Flight Center předpověděla, že víry projdou nejblíže k sobě 4. července 2006 [95] . 20. července byly oba víry pořízeny kolem sebe observatoří Gemini [96] .

Příčina zarudnutí Oval BA není známa. Podle studie z roku 2008 Dr. Santiaga Pérez-Hoyose z „University of Baskicko“ je nejpravděpodobnějším mechanismem „vzestupná a vnitřní difúze nějaké barevné hmoty nebo páry, mlhy, plynu, který později interaguje s vysokoenergetickým slunečním zářením. fotony v horních vrstvách Oval BA“ [ 97] . Někteří se domnívají, že malé vichřice, a tedy „bílé skvrny“, se zbarví do červena, když větry naberou dost síly na to, aby zvedly plyny pod sebou, které po vystavení slunečnímu záření mění barvu [98] .

Podle pozorování Hubbleova teleskopu v roce 2007 je Oval BA stále silnější a silnější. Rychlosti větru v době pozorování byly již 618 km/h, což je srovnatelné s rychlostmi větru ve Velké rudé skvrně, a tyto větry jsou mnohem silnější, než byly v progenitorových vírech [99] [100] . K červenci 2008 se její rozměry přiblížily průměru Země a přibližně polovině velikosti BKP [97] .

Oval BA by se neměl zaměňovat s jiným velkým vírem - pohlceným LSR v roce 2008 - Southern Tropical Small Red Spot (LRS), který byl NASA pojmenován "Tiny Red Spot" (New Red Spot) [98] [101 ] . Nový vír, dříve bílá skvrna na snímcích z HST, zčervenal v květnu 2008. Byl sledován Kalifornskou univerzitou v Berkeley [102] . Malá červená skvrna se srazila s červenou skvrnou koncem června/začátkem července 2008 a během srážky byla menší červená skvrna roztrhána na kusy. Zbytky víru stále kroužily blízko BKP, dokud nebyly pohlceny. Poslední načervenalé zbytky víru pohltil větší BKP kolem poloviny července. Poslední nečervené zbytky Little Red Spot byly nakonec spotřebovány kolem srpna 2008 [101] . V době srážky byl Oval BA relativně blízko, ale nehrál zjevnou roli v absorpci Malé červené skvrny [101] .

Bouřky

Bouřky na Jupiteru jsou podobné těm na Zemi. Projevují se jako jasná a masivní oblaka o velikosti přibližně 1000 km, která se čas od času objevují v cyklonálních oblastech pásů, zejména v rámci silných výtrysků směřujících na západ [10] . Na rozdíl od vírů jsou bouřky krátkodobým jevem, nejsilnější z nich může trvat několik měsíců, přičemž průměrná doba trvání je 3–4 dny [10] . Předpokládá se, že jsou důsledkem mokré konvekce ve vrstvách troposféry Jupiteru. Bouřky jsou ve skutečnosti „konvekční sloupy“ ( peří ), které zvedají vlhké vzduchové masy z hloubek výš a výš, dokud nezkondenzují do mraků. Typická výška jovských bouřkových mraků je 100 km, to znamená, že dosahují tlakové výše asi 5-7 barů, zatímco hypotetické vodní mraky začínají na tlakové úrovni 0,2-0,5 baru [103] .

Bouřky na Jupiteru se samozřejmě neobejdou bez blesků. Snímky noční strany Jupiteru získané sondami Galileo a Cassini umožňují rozlišit pravidelné záblesky světla v jupiterských pásech a v blízkosti západních výtrysků, především v zeměpisných šířkách 51°C, 56° j. š. a 14° j. š . [104 ] . Údery blesků na Jupiter jsou obecně silnější než na Zemi. Vyskytují se však mnohem méně často a svými záblesky vytvářejí přibližně stejné množství světla jako pozemské [104] . V polárních oblastech Jupitera bylo zaznamenáno několik blesků, díky nimž je Jupiter po Zemi druhou planetou, která viděla polární blesky [105] .

Každých 15-17 let začíná na Jupiteru zvláště silné období bouřkové aktivity. Projevuje se především v zeměpisné šířce 23 °C, kde se nachází nejsilnější východní výtrysk. Naposledy to bylo pozorováno v červnu 2007 [103] . Je zvláštní, že dvě bouřky umístěné odděleně na zeměpisné délce 55 ° v severním mírném pásmu měly významný dopad na pás. Hmota tmavé barvy, ztracená bouřkami, se smíchala s oblačností pásu a změnila svou barvu. Bouřky se pohybovaly rychlostí asi 170 m/s, dokonce o něco rychleji než samotný výtrysk, což nepřímo naznačuje existenci ještě silnějších větrů v hlubokých vrstvách atmosféry [103] .

Atmosférické poruchy

Textura oblačnosti, typická pro pásy a zóny, je někdy narušena atmosférickými poruchami (poruchy). Jedna z takových zvláště stabilních a dlouhotrvajících poruch v jižní tropické zóně se nazývá „jižní tropická porucha“ (STD). Historie pozorování představuje jedno z nejdelších období existence STD, kdy bylo možné ji jasně rozlišit od roku 1901 do roku 1939. Perturbace si poprvé všiml Percy B. Molesworth 28. února 1901. Porucha vedla k částečnému zatemnění normálně jasného STZ. Od té doby bylo v jižní tropické zóně pozorováno několik podobných poruch [106] .

Hot Spots

Jedním z nejzáhadnějších rysů Jupiterovy atmosféry jsou horké skvrny. Jsou to oblasti, kde jsou vzduchové hmoty relativně bez mraků, což umožňuje teplu stoupat z hlubin bez většího rozptylu v oblacích. Horká místa jsou vidět jako bílé tečky v infračerveném spektru při vlnové délce 5 µm [36] . Jsou umístěny převážně v pásech, ale řetězec takových skvrn lze pozorovat na severním okraji rovníkové zóny. Přistávací modul Galileo prošel právě jednou z těchto rovníkových skvrn. Každá rovníková skvrna je spojena s jasným „pérem“ mraků, které se nacházejí na západ od nich a dosahují velikosti až 10 000 km [4] . Přes svůj zaoblený tvar nejsou horká místa víry [36] .

Původ horkých míst je nejasný. Mohou to být sestupné proudění vzduchových hmot, kde se vzduch ohřívá a suší adiabatickými procesy, nebo se možná jedná o vnější projevy tzv. „planetárních vysokohorských vln“, to znamená, že jsou způsobeny hlubinnými procesy probíhajícími pod atmosféra. Druhé vysvětlení je vhodnější, protože vysvětluje důvody periodicity rovníkových horkých míst [4] [36] .

Historie pozorování

Raní astronomové pomocí malých dalekohledů zaznamenali změny v atmosféře Jovian [21] . Jejich popisná terminologie – pásy a zóny, hnědé skvrny a červené skvrny, peří, bárky, girlandy a polární záře – se používá dodnes [107] . Termíny jako vířivost, vertikální pohyb, výška oblačnosti se začaly používat později – ve 20. století [21] .

První pozorování atmosféry v dříve nedosažitelném rozlišení provedly sondy Pioneer 10 a 11 . První skutečně detailní snímky pořídila sonda Voyager [21] . Zařízení umožnila vidět atmosféru v rozlišení až 5 km v různých částech spektra a dokonce umožnila vytvořit jakési „vzdušné video“ (jehož příklad vidíte vpravo) atmosféry v její dynamice a pohybu [21] . Sestupové vozidlo z Galilea umožnilo vidět nesrovnatelně menší část atmosféry Jovian, ale v mnohem lepším rozlišení a mnohem širší části spektra [21] .

Astronomové dnes získávají informace o atmosférických změnách na Jupiteru především díky Hubbleovu dalekohledu. Soudě podle pozorování je obvyklý řád atmosféry Jovian někdy narušen masivními poruchami, ale obecně je překvapivě stabilní [21] . Vertikální pohyb Jupiterovy atmosféry byl z velké části prozkoumán díky stopovým plynům, které byly pozorovány pozemními dalekohledy [21] . Spektroskopické studie stop po srážce zbytků komety Shoemaker-Levy 9 a atmosféry Jovian umožnily získat data o struktuře atmosféry Jupiteru pod vrstvou oblačnosti. Přítomnost dvouatomové síry (S₂) a sirouhlíku (CS₂) v atmosféře byla poprvé zaznamenána na Jupiteru a je to poprvé, co byl S2 detekován na nějakém astronomickém objektu vůbec. Současně byla zaznamenána přítomnost amoniaku (NH3) a sirovodíku (H2S), zatímco molekuly obsahující kyslík, jako je oxid siřičitý, nebyly detekovány, což bylo pro astronomy překvapením [108] .

Sestupové vozidlo z Galilea, projíždějící až do úrovně tlaku 22 barů, přenášelo údaje o teplotě, větrech, složení, oblačnosti a radiaci. Nicméně v jiných částech atmosféry pro úrovně pod 1 bar zůstávají tyto hodnoty nejisté [107] .

Velká červená skvrna

První pozorování BKP je často připisováno Robertu Hookovi , který popsal skvrnu, které si všiml na Jupiteru v roce 1664; je však pravděpodobné, že Hookeova skvrna byla v jiném pásu (severní rovník vs. současná poloha v jižním rovníku). Přesvědčivější popis podal Giovanni Cassini , který se následujícího roku zmínil o „stabilním místě“ na Jupiteru [109] . Přes kolísání viditelnosti byl BKP viditelný v letech 1665 až 1713 [110] .

Je zvláštní, že Jupiterovu skvrnu v roce 1700 zobrazil italský umělec Donato Creti na plátně , které je vystaveno ve Vatikánu [111] [112] . Toto je část série obrazů, které rozvíjejí scény z italského života na pozadí zvětšených obrazů nebeských těles. Astronom Eustachio Manfredi pro objasnění pozoroval vznik těchto maleb . Creti jako první nakreslil BKP červeně, před ním nikdo až do konce 19. století nebarvil červeně žádný detail Jupiterovy atmosféry [112] .

Opět platí, že záznamy o BKP se nacházejí až od roku 1830 a skutečně dobře prostudovaný byl až v roce 1879, kdy se stal obzvláště dobře rozlišitelným. Dlouhý 118letý interval mezi prvními pozorováními a rokem 1830 nedává jasnou představu o tom, co se stalo: buď se původní skvrna rozptýlila a znovu vytvořila, nebo zmizela z viditelnosti, nebo byly pozorovací záznamy nesprávné. To bylo těžké posoudit [88] . Starší pozorované sluneční skvrny měly krátkou historii pozorování a mnohem pomalejší pohyb než moderní, což ztěžovalo identifikaci [111] .

25. února 1979, kdy sonda Voyager 1 proletěla 9,2 milionu kilometrů od Jupiteru, vyslala na Zemi první detailní snímek Velké rudé skvrny. Bylo možné rozlišit detaily s velikostmi od 160 kilometrů. Barevná zvlněná oblačnost viditelná na fotografii na západě je jakousi jím promítnutou bodovou brázdou, kde jsou pozorovány extrémně složité a proměnlivé pohyby oblačnosti [113] .

Bílé ovály

Bílé ovály, které měly tvořit Oval BA, byly poprvé spatřeny v roce 1939. Po svém zformování se rozšířily téměř o 90 stupňů na délku, ale velmi rychle - během desetiletí - začaly klesat; po roce 1965 se jejich rozměry ustálily v rozmezí 10 stupňů zeměpisné délky [114] . Přestože byly původně součástí STZ, postupně se přesunuly do jižního mírného pásma a pravděpodobně vytvořily jakousi niku v STZ [115] . Stejně jako BKP byly ovály omezeny v pohybu dvěma protilehlými proudovými letadly ze severu a jihu, proudem orientovaným na východ ze severu a proudem orientovaným na západ z východu [116] .

Zdá se, že pohyb oválů v zeměpisné délce byl ovlivněn dvěma faktory: pozicí Jupitera na oběžné dráze (pohybovaly se rychleji v aféliu) a blízkostí LSB (zrychlily se do 50 stupňů od LSB) [117] . Od roku 1940 do roku 1990 byl však patrný trend ke zpomalení oběhu oválů, jejich počáteční rychlost se snížila asi o 50 % [118] .

V době průletu Voyagerem byly ovály přibližně 9000 km od východu na západ, 5000 km od severu k jihu a rotovaly s periodou 5 dnů (BKP s periodou 6 v té době) [119] .

Viz také

• Exoplaneta (mnohem větší než Jupiter )
• Kosmická loď " Galileo " a její sestupový modul.
• Sonda Juno , vypuštěná 5. srpna 2011, je záměrně, stejně jako Galileo, vytvořena pro studium Jupiteru.
• Atmosférické zvíře  je hypotetické zvíře, které může obývat atmosféru, konkrétně Jupiter.

Komentáře

1. ^   Výšková stupnice -sh, v této interpretaci je definována jakosh=RT/(Mg j ), kdeR= 8,31 J / (mol K) -univerzální plynová konstanta,M≈ 0,0023 kg / mol - průměrná molární hmotnost v atmosféře Jovian[11],T je teplota ag j ≈ 25 m/s² jezrychlení volného páduna povrchu Jupiteru. Protože se teplota pohybuje od 110 K v tropopauze do 1000 K v termosféře[11], může výšková stupnice nabývat hodnot od 15 do 150 km.
2. ^   Atmosférická sonda vypuštěná Galileem nebyla schopna změřit relativní množství kyslíku v hloubce, protože koncentrace vody rostla až na úroveň tlaku 22 barů, když přestala fungovat. Ačkoli je skutečné naměřené množství kyslíku mnohem nižší než sluneční hodnoty, pozorovaný nárůst koncentrace vody s hloubkou činí docela pravděpodobné, že hloubkové množství kyslíku v atmosféře Jupiteru skutečně převyšuje sluneční hodnoty asi 3krát, stejně jako ostatní prvky[1].
3. ^   Pro toto množství uhlíku, kyslíku, dusíku a dalších prvků byla navržena různá vysvětlení. Moderátor: Jupiter ve fázi pozdního růstu obdržel velké množství ledovýchplanetesimál. Těkavé látky (v planetární vědě: látky s nízkým bodem varu, které se obvykle dostávají do planetární kůry a/nebo atmosféry, např.: dusík, voda, oxid uhličitý, čpavek, vodík, metan atd.) jsou považovány zainertní plynybyly získány ve forměplynových hydrátůve vodním ledu[1].

Poznámky

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 Atreya a kol., 2003 .
2. ↑ 1 2 3 4 Guillot, 1999 .
3. ↑ 1 2 3 4 Atreya a kol., 2005 .
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Ingersoll a kol., 2004 , str. 2-5.
5. ↑ 12 Vasavada a kol., 2005 , str. 1942.
6. ↑ 1 2 3 4 Vasavada a kol., 2005 , str. 1974.
7. ↑ 1 2 3 Vasavada et al, 2005 , pp. 1978-1980.
8. ↑ 1 2 3 4 Vasavada et al, 2005 , pp. 1980-1982.
9. ↑ 1 2 3 4 Vasavada a kol., 2005 , str. 1976.
10. ↑ 1 2 3 Vasavada et al, 2005 , pp. 1982, 1985-1987.
11. ↑ 1 2 3 4 5 6 Seiff a kol., 1998 .
12. ↑ 12 Ingersoll et al, 2004 , pp. 13-14.
13. ↑ Yelle et al, 2004 , s. jeden.
14. ↑ 1 2 3 4 5 6 Miller et al, 2005 .
15. ↑ 1 2 3 Ingersoll et al, 2004 , pp. 5-7.
16. ↑ 1 2 3 Ingersoll a kol., 2004 , str. 12.
17. ↑ 12 Yelle et al, 2004 , pp. 15-16.
18. ↑ 12 Atreya a kol., 1999 .
19. ↑ 12 West et al, 2004 , pp. 9-10, 20-23.
20. ↑ 12 Vasavada a kol., 2005 , str. 1937.
21. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Ingersoll a kol., 2004 , str. osm.
22. ↑ 12 Yelle et al, 2004 , pp. 1-12.
23. ↑ Yelle et al, 2004 , pp. 22-27.
24. ↑ 12 Bhardwaj et al, 2000 , pp. 299-302.
25. ↑ McDowell, Jonathan Jonathan's Space Report, no. 267 . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (8. prosince 1995). Získáno 6. května 2007. Archivováno z originálu 10. srpna 2011. (neurčitý)
26. ↑ 1 2 3 Encrenaz, 2003 .
27. ↑ Kunde a kol., 2004 .
28. ↑ Verkhodanov O.V.; Parisky Yu.N. Rádiové galaxie a kosmologie . - M. : FIZMATLIT, 2009. - S. 293. - 304 s. — ISBN 978-5-9221-1135-5 .
29. ↑ Mise Juno NASA poskytuje infračervenou prohlídku severního pólu Jupiteru . (neurčitý)
30. ↑ 12 Rogers , 1995 , s. 81.
31. ↑ 12 Ingersoll a kol., 2004 , str. 5.
32. ↑ Rogers, 1995 , pp. 85, 91-94.
33. ↑ 1 2 3 4 Rogers, 1995 , str. 101-105.
34. ↑ Rogers, 1995 , pp. 113-117.
35. ↑ Rogers, 1995 , pp. 125-130.
36. ↑ 1 2 3 4 5 Vasavada et al, 2005 , pp. 1987-1989.
37. ↑ Rogers, 1995 , pp. 133, 145-147.
38. ↑ Rogers, 1995 , str. 133.
39. ↑ Beebe, 1997 , str. 24.
40. ↑ Nancy Atkinsonová. Jupiter, to se mění . Vesmír dnes (2010). Datum přístupu: 24. prosince 2010. Archivováno z originálu 26. března 2012. (neurčitý)
41. ↑ Rogers, 1995 , pp. 159-160.
42. ↑ Rogers, 1995 , pp. 219-221, 223, 228-229.
43. ↑ Rogers, 1995 , str. 235.
44. ↑ Rogers, 2003 .
45. ↑ Rogers a kol., 2001 .
46. ↑ Ridpath, 1998 .
47. ↑ Vasavada et al, 2005 , pp. 1942-1974.
48. ↑ 12 Vasavada et al, 2005 , pp. 1943-1945.
49. ↑ 12 Heimpel a kol., 2005 .
50. ↑ Ingersoll a kol., 1969 .
51. ↑ 1 2 3 4 5 6 Vasavada et al, 2005 , pp. 1947-1958.
52. ↑ Ingersoll et al, 2004 , pp. 16-17.
53. ↑ Ingersoll et al, 2004 , pp. 14-15.
54. ↑ 12 Vasavada a kol., 2005 , str. 1949.
55. ↑ Vasavada et al, 2005 , pp. 1945-1947.
56. ↑ Vasavada et al, 2005 , pp. 1962-1966
57. ↑ Jupiter čeká na přílet Juno . Datum přístupu: 28. června 2016. (neurčitý)
58. ↑ Vasavada a kol., 2005 , str. 1966.
59. ↑ Busse, 1976 .
60. ↑ 1 2 3 Vasavada et al, 2005 , pp. 1966-1972.
61. ↑ Vasavada a kol., 2005 , str. 1970.
62. ↑ Nízká, 1966 .
63. ↑ Pearl, 1990 , pp. 12, 26.
64. ↑ Ingersoll et al, 2004 , pp. 11, 17-18.
65. ↑ 12 Vasavada a kol., 2005 , str. 1978.
66. ↑ 1 2 3 4 5 Vasavada a kol., 2005 , str. 1977.
67. ↑ Vasavada a kol., 2005 , str. 1975.
68. ↑ Vasavada a kol., 2005 , str. 1979.
69. ↑ Harrington, JD; Weaver, Donna; Villard, Ray Release 14-135 – Hubbleův teleskop NASA ukazuje, že Velká rudá skvrna Jupiteru je menší, než kdy byla změřena . NASA (15. května 2014). Staženo 16. května (neurčitý)  2014
70. ↑ Zaměstnanci. Datový list Jupiter - SPACE.com . Imaginová (2007). Získáno 3. června 2008. Archivováno z originálu 26. března 2012. (neurčitý)
71. ↑ Anonymní. Sluneční soustava - Planeta Jupiter - Velká rudá skvrna . Odd. Fyzika a astronomie - University of Tennessee (10. srpna 2000). Získáno 3. června 2008. Archivováno z originálu 26. března 2012. (neurčitý)
72. ↑ Smith, 1979 , str. 954.
73. ↑ Irwin, 2003 , str. 171.
74. ↑ Beatty, 2002 .
75. ↑ Britt, Robert Roy Velká rudá skvrna Jupitera se zmenšuje . Space.com (9. března 2009). Získáno 4. února 2009. Archivováno z originálu 26. března 2012. (neurčitý)
76. ↑ Rogers, 1995 , str. 191.
77. ↑ Rogers, 1995 , pp. 194-196.
78. ↑ Beebe, 1997 , str. 35.
79. ↑ Rogers, 1995 , str. 195.
80. ↑ Rogers, John Interim hlásí STB (Oval BA passing GRS), STropB, GRS (měřená vnitřní rotace), EZ (S. Eq. Disturbance; dramatické ztmavení; interakce NEB), & NNTB . British Astronomical Association (30. července 2006). Získáno 15. června 2007. Archivováno z originálu 26. března 2012. (neurčitý)
81. ↑ Fletcher a kol., 2010 , str. 306.
82. ↑ Reese a kol., 1966 .
83. ↑ Rogers, 1995 , pp. 192-193.
84. ↑ Kámen, 1974 .
85. ↑ Rogers, 1995 , pp. 48, 193.
86. ↑ Rogers, 1995 , str. 193.
87. ↑ Fletcher et al, 2010 .
88. ↑ 1 2 Beebe, 1997 , str. 38-41.
89. ↑ Phillips, Tony . Velká temná skvrna , Věda v NASA (12. března 2003). Archivováno z originálu 15. června 2007. Staženo 20. června 2007.
90. ↑ Hammel a kol., 1995 .
91. ↑ 12 Sanchez- Lavega et al, 2001 .
92. ↑ Rogers, 1995 , str. 223.
93. ↑ 12 Go et al, 2006 .
94. ↑ Phillips, Tony. Jupiterova nová rudá skvrna . NASA (3. března 2006). Získáno 16. října 2008. Archivováno z originálu 26. března 2012. (neurčitý)
95. ↑ 1 2 Phillips, Tony Obrovské bouře se sbíhají . Science@NASA (5. června 2006). Získáno 8. ledna 2007. Archivováno z originálu 26. března 2012. (neurčitý)
96. ↑ Michaud, Peter . Gemini zachytili blízké setkání Jupiterových červených skvrn , observatoř Gemini (20. července 2006). Staženo 15. června 2007.
97. ↑ 1 2 Difúze způsobila, že se Jupiterova červená skvrna Junior vybarvila . ScienceDaily (26. září 2008). Získáno 16. října 2008. Archivováno z originálu 26. března 2012. (neurčitý)
98. ↑ 1 2 Fontána, Henry Na Jupiteru, bitva o Rudé skvrny, se ztrátou dítěte . The New York Times (22. července 2008). Získáno 18. června 2010. Archivováno z originálu dne 26. března 2012. (neurčitý)
99. ↑ Buckley, M. Bouřkové větry vanou v Jupiterově malé červené skvrně . Johns Hopkins Applied Physics Laboratory (20. května 2008). Získáno 16. října 2008. Archivováno z originálu 26. března 2012. (neurčitý)
100. ↑ Steigerwald, Bill. Jupiterova malá rudá skvrna sílí . NASA Goddard Space Center (10. října 2006). Získáno 16. října 2008. Archivováno z originálu 26. března 2012. (neurčitý)
101. ↑ 1 2 3 Rogers, John H. Srážka Malé červené skvrny a Velké červené skvrny: Část 2 . British Astronomical Association (8. srpna 2008). Získáno 29. listopadu 2008. Archivováno z originálu 26. března 2012. (neurčitý)
102. ↑ Shiga, David Třetí rudá skvrna vybuchla na Jupiteru . New Scientist (22. května 2008). Získáno 23. května 2008. Archivováno z originálu dne 26. března 2012. (neurčitý)
103. ↑ 1 2 3 Sanchez-Lavega et al, 2008 , pp. 437-438.
104. ↑ 12 Vasavada et al, 2005 , pp. 1983-1985.
105. ↑ Baines et al, 2007 , str. 226.
106. ↑ McKim, 1997 .
107. ↑ 12 Ingersoll a kol., 2004 , str. 2.
108. ↑ Noll a kol., 1995 , str. 1307.
109. ↑ Rogers, 1995 , str. 6.
110. ↑ Rogers, 2008 , str. 111-112.
111. ↑ 12 Rogers , 1995 , s. 188.
112. ↑ 12 Hokej , 1999 , s. 40-41.
113. ↑ Smith, 1979 , pp. 951-972.
114. ↑ Rogers, 1995 , pp. 224-225.
115. ↑ Rogers, 1995 , pp. 226-227.
116. ↑ Rogers, 1995 , pp. 5,224.
117. ↑ Rogers, 1995 , str. 226.
118. ↑ Rogers, 1995 , str. 225.
119. ↑ Beebe, 1997 , str. 43.

Citované zdroje

• Atreya SK; Wong, MH; Owen, T. C. a kol. Srovnání atmosfér Jupiteru a Saturnu: hluboké složení atmosféry, struktura mraků, původ vertikálního míchání  (anglicky)  // Planetary and Space Science . - Elsevier , 1999. - Sv. 47 , č. 10-11 . - S. 1243-1262 . - doi : 10.1016/S0032-0633(99)00047-1 . - .
• Atreya SK; Mahaffy, P. R.; Niemann, HB a kol. Složení a původ atmosféry Jupiteru – aktualizace a důsledky pro extrasolární obří planety  // Planetary and Space Science  . - Elsevier , 2003. - Sv. 51 , č. 2 . - str. 105-112 . - doi : 10.1016/S0032-0633(02)00144-7 . - .
• Sushil K.; Atreya a Ah-San Wong. Vázaná mračna a chemie obřích planet – případ pro multisondy  // Recenze vesmírné vědy  . — Springer . — Sv. 116 , č. 1-2 . - str. 121-136 . - doi : 10.1007/s11214-005-1951-5 .
• Atreya SK; Wong, AS; Baines, KH a kol. Jupiterovy mraky amoniaku – lokalizované nebo všudypřítomné?  (anglicky)  // Planetary and Space Science . — Elsevier , 2005. — Sv. 53 , č. 5 . - str. 498-507 . - doi : 10.1016/j.pss.2004.04.002 . - .
• Baines KH; Simon-Miller, A.A.; Orton, GS a kol. Polární blesk a proměnlivost mraků v desetiletém měřítku na Jupiteru   // Science . - 2007. - Sv. 318 , č.p. 5848 . - str. 226-229 . - doi : 10.1126/science.1147912 . - . — PMID 17932285 .
• Beatty JK Jupiter's Shrinking Red Spot  (anglicky)  // Sky and Telescope. - 2002. - Sv. 103 , č. 4 . — S. 24 .
• Beebe R. Jupiter, obří planeta. — 2. — Washington: Smithsonian Books, 1997. — ISBN 1-56098-685-9 .
• Bhardwaj A.; Gladstone, GR Polární záře obřích planet  //  Recenze geofyziky. - 2000. - Sv. 38 , č. 3 . - str. 295-353 . - doi : 10.1029/1998RG000046 . - .
• Busse FH Jednoduchý model konvekce v atmosféře Jovian   // Icarus . - Elsevier , 1976. - Sv. 29 , č. 2 . - S. 255-260 . - doi : 10.1016/0019-1035(76)90053-1 . - .
• Therese Encrenaz. ISO pozorování obřích planet a Titanu: co jsme se naučili? (anglicky)  // Planetary and Space Science . - Elsevier , 2003. - Sv. 51 , iss. 2 . - S. 89-103 . - doi : 10.1016/S0032-0633(02)00145-9 .
• Fletcher Leigh N.; Orton, G.S.; Mousis O.; Yanamandra-Fisher P.; Parrish P.D.; Irwin PGJ; Fisher BM; Vanzi L.; Fujiyoshi T. Tepelná struktura a složení Jupiterovy Velké rudé skvrny z tepelného zobrazování s vysokým rozlišením  (anglicky)  // Icarus . — Elsevier , 2010. — Sv. 208 , č.p. 1 . - str. 306-328 . - doi : 10.1016/j.icarus.2010.01.005 . - .
• Go CY; de Pater, I.; Wong M. a kol.  Evolution Of The Oval Ba během let 2004–2005  // Bulletin Americké astronomické společnosti. - American Astronomical Society , 2006. - Sv. 29 , č. 38 . - str. 495 . - .
• Guillot T. Srovnání nitra Jupitera a Saturnu  (anglicky)  // Planetary and Space Science . - Elsevier , 1999. - Sv. 47 , č. 10-11 . - S. 1183-1200 . - doi : 10.1016/S0032-0633(99)00043-4 . - . — arXiv : astro-ph/9907402 .
• Hammel HB; Lockwood, GW; Mills, JR; Barnet, CD Hubble Space Telescope Imaging of Neptun's Cloud Structure v roce  1994  // Science . - 1995. - Sv. 268 , č.p. 5218 . - S. 1740-1742 . - doi : 10.1126/science.268.5218.1740 . - . — PMID 17834994 .
• Heimpel M.; Aurnou, J.; Wicht, J. Simulace rovníkových a vysokoplošných výtrysků na Jupiteru v  modelu hluboké konvekce  // Nature . - 2005. - Sv. 438 , č.p. 7065 . - S. 193-196 . - doi : 10.1038/nature04208 . — . — PMID 16281029 .
• Hokej Planeta T. Galilea: Pozorování Jupitera před fotografováním. - Bristol, Philadelphia: Institute of Physics Publishing, 1999. - ISBN 0-7503-0448-0 .
• IngersollAP; Dowling, T.E.; Gierasch, PJ a kol. Dynamika atmosféry Jupitera  //  Jupiter: Planeta, satelity a magnetosféra / Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, WB. - Cambridge: Cambridge University Press , 2004. - ISBN 0-521-81808-7 .
• IngersollAP; Cuzzi, JN Dynamics of Jupiter's cloud bands  //  Journal of the Atmospheric Sciences. - 1969. - Sv. 26 , č. 5 . - str. 981-985 . - doi : 10.1175/1520-0469(1969)026<0981:DOJCB>2.0.CO;2 . - .
• Irwin P. Obří planety naší sluneční soustavy. Atmosféra, složení a struktura. - Springer and Praxis, 2003. - ISBN 978-3-540-00681-7 .
• Kunde VG; Flasar, FM; Jennings, D. E. a kol. Atmosférické složení Jupitera z experimentu Cassini Thermal Infrared Spectroscopy  (anglicky)  // Science . - 2004. - Sv. 305 , č.p. 5690 . - S. 1582-1586 . - doi : 10.1126/science.1100240 . - . — PMID 15319491 .
• Pozorování Venuše, Jupiteru a Saturnu  s nízkou FJ při λ20 μ //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1966. - Sv. 71 . — S. 391 . - doi : 10.1086/110110 . - .
• McKim RJ PB Molesworthův objev velké jižní tropické poruchy na Jupiteru, 1901  //  Journal of the British Astronomical Association. — Britská astronomická asociace, 1997. - Sv. 107 , č. 5 . - str. 239-245 . - .
• Miller S.; Aylword, A.; Milliword, G. Ionosféry a termosféry obří planety: Význam iontově neutrální vazby  // Recenze vesmírné vědy  . - Springer , 2005. - Sv. 116 , č. 1-2 . - str. 319-343 . - doi : 10.1007/s11214-005-1960-4 . - .
• Noll KS; McGrath, MA; Weaver, H. A.; Yelle, R. V.; Trafton, L.M.; Atreya, S.K.; Caldwell, JJ; Barnet, C.; Edgington, S. HST Spektroskopická pozorování Jupitera po dopadu komety Shoemaker-Levy 9   // Science . - 1995. - Sv. 267 , č.p. 5202 . - S. 1307-1313 . - doi : 10.1126/science.7871428 . - . — PMID 7871428 .
• JC Pearl, BJ Conrath, RA Hanel, JA Pirraglia a A. Coustenis. Albedo, efektivní teplota a energetická bilance Uranu, jak je stanoveno z  dat sondy Voyager IRIS  // Icarus . - Elsevier , 1990. - Sv. 84 , iss. 1 . - str. 12-28 . - doi : 10.1016/0019-1035(90)90155-3 .
• Reese EJ; Solberg, HG Nedávná měření zeměpisné šířky a délky Jupiterovy červené skvrny  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier , 1966. - Sv. 5 , č. 1-6 . - str. 266-273 . - doi : 10.1016/0019-1035(66)90036-4 . - .
• Ridpath I. Nortonův Atlas hvězd a referenční příručka. — 19. - Harlow: Addison Wesley Longman , 1998. - S. 107. - ISBN 0-582-35655-5 .
• Rogers JH Obří planeta Jupiter. - Cambridge: Cambridge University Press , 1995. - ISBN 0-521-41008-8 .
• Rogers JH; Metig, HJ Jupiter v roce 1998/99  //  Journal of the British Astronomical Association. — Britská astronomická asociace, 2001. - Sv. 111 , č.p. 6 . - str. 321-332 . - .
• Rogers JH Jupiter v roce 1999/2000. II: Infračervené vlnové délky  (anglicky)  // Journal of the British Astronomical Association. — Britská astronomická asociace, 2003. - Sv. 113 , č. 3 . - S. 136-140 . - .
• Rogers JH Zrychlující se oběh Jupiterovy Velké rudé skvrny  //  Journal of the British Astronomical Association. — Britská astronomická asociace, 2008. - Sv. 118 , č. 1 . - str. 14-20 . - .
• Sanchez-Lavega A.; Orton, G.S.; Morales R. a kol. Sloučení dvou obřích anticyklón v atmosféře  Jupiteru  // Icarus . - Elsevier , 2001. - Sv. 149 , č. 2 . - str. 491-495 . - doi : 10.1006/icar.2000.6548 . - .
• Sanchez-Lavega A.; Orton, G.S.; Hueso, S. a kol. Hloubka silného Jovian jet z planetárního rozsahu poruchy způsobené  bouřemi  // Nature . - 2008. - Sv. 451 , č.p. 7177 . - str. 437-440 . - doi : 10.1038/nature06533 . — . — PMID 18216848 .
• Seiff A.; Kirk, D.B.; Knight, TCD a kol. Tepelná struktura Jupiterovy atmosféry poblíž okraje 5μm horké skvrny v severním rovníkovém pásu  //  Journal of Geophysical Research. - 1998. - Sv. 103 , č. E10 . - S. 22857-22889 . - doi : 10.1029/98JE01766 . - .
• Smith B.A.; Soderblom, L.A.; Johnson, TV a kol. Systém Jupiter očima Voyageru  1  // Věda . - 1979. - Sv. 204 , č. 4396 . - S. 951-957, 960-972 . - doi : 10.1126/science.204.4396.951 . - . — PMID 17800430 .
• Stone PH On Jupiter's Rate of Rotation  //  Journal of Atmospheric Sciences. - 1974. - Sv. 31 , č. 5 . - S. 1471-1472 . - doi : 10.1175/1520-0469(1974)031<1471:OJROR>2.0.CO;2 . - .
• Vasavada AR; Showman, A. Jovian atmospheric dynamics: An update after Galileo and Cassini  //  Reports on Progress in Physics. - 2005. - Sv. 68 , č. 8 . - S. 1935-1996 . - doi : 10.1088/0034-4885/68/8/R06 . - .
• Západní RA; Baines, KH; Friedson, AJ a kol. Obří planeta Jupiter // Jupiter: Planeta, satelity a magnetosféra / Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, WB. — Cambridge: Cambridge University Press , 2004.
• Yelle RV; Miller, S. Jupiterova termosféra a ionosféra  //  Jupiter: Planeta, satelity a magnetosféra / Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, WB. — Cambridge: Cambridge University Press , 2004.

Literatura

• Nová sluneční soustava / Beatty, Kelly J.; Peterson, Carolyn Collins; Chaikin, Andrew, ed. — 4. - Massachusetts: Sky Publishing Corporation, 1999. - ISBN 0-933346-86-7 .
• Peek Bertrand M. Planeta Jupiter: Příručka pozorovatele . — Přepracováno. - London: Faber and Faber Limited, 1981. - ISBN 0-571-18026-4 .
• Yang, Sarah . Výzkumník předpovídá globální změnu klimatu na Jupiteru, protože skvrny obří planety mizí , UC Berkeley News (21. dubna 2004). Staženo 14. června 2007.
• Youssef, Ashraf; Marcus, Philip S. Dynamika jovianských bílých oválů od formace po sloučení   // Icarus . - Elsevier , 2003. - Sv. 162 , č.p. 1 . - str. 74-93 . - doi : 10.1016/S0019-1035(02)00060-X . - .
• Williams, Gareth P. Jupiterova atmosférická  cirkulace  // Příroda . - 1975. - Sv. 257 , č.p. 5529 . — S. 778 . - doi : 10.1038/257778a0 . — .
• Williams, Gareth P. Planetární cirkulace: 1. Barotropní reprezentace joviánské a pozemské turbulence  //  Journal of Atmospheric Sciences. - 1978. - Sv. 35 , č. 8 . - S. 1399-1426 . - doi : 10.1175/1520-0469(1978)035<1399:PCBROJ>2.0.CO;2 . - .
• Williams, Gareth P. Jovian a relativní atmosférické modelování  //  Pokroky v geofyzice. - 1985. - Sv. 28A . - str. 381-429 . - .
• Williams, Gareth P. Planetární víry a vertikální struktura Jupitera  //  Journal of Geophysical Research. - 1997. - Sv. 102 , č. E4 . - S. 9303-9308 . - doi : 10.1029/97JE00520 . - .
• Williams, Gareth P. Jovian Dynamics. Part I: Vortex stability, structure, and genesis  (anglicky)  // Journal of the Atmospheric Sciences. - 1996. - Sv. 53 , č. 18 . - str. 2685-2734 . - doi : 10.1175/1520-0469(1996)053<2685:JDPVSS>2.0.CO;2 . - .
• Williams, Gareth P. Jovian Dynamics. Část II: Geneze a ekvilibrace množin vortexů  (anglicky)  // Journal of the Atmospheric Sciences. - 2002. - Sv. 59 , č. 8 . - S. 1356-1370 . - doi : 10.1175/1520-0469(2002)059<1356:JDPITG>2.0.CO;2 . - .
• Williams, Gareth P. Jovian Dynamics, Part III: Multiple, migrating, and equatorial jets  //  Journal of the Atmospheric Sciences. - 2003. - Sv. 60 , č. 10 . - S. 1270-1296 . - doi : 10.1175/1520-0469(2003)60<1270:JDPIMM>2.0.CO;2 . - .
• Williams, Gareth P. Super Circulations  //  Bulletin Americké meteorologické společnosti. - 2003. - Sv. 84 , č. 9 . — S. 1190 .
• Williams, Gareth P. Barotropní nestabilita a ekvatoriální superrotace  //  Journal of the Atmospheric Sciences. - 2003. - Sv. 60 , č. 17 . - S. 2136-2152 . - doi : 10.1175/1520-0469(2003)060<2136:BIAES>2.0.CO;2 . - .
• Williams, Gareth P. Jet sets  (anglicky)  // Journal of the Meteorological Society of Japan. - 2003. - Sv. 81 , č. 3 . - str. 439-476 . doi : 10.2151 /jmsj.81.439 .
• Williams, Gareth P. Rovníková superrotace a barotropní nestabilita: varianty statické stability  //  Journal of the Atmospheric Sciences. - 2006. - Sv. 63 , č. 5 . - S. 1548-1557 . - doi : 10.1175/JAS3711.1 . - .

V bibliografických katalozích	J9U : 987007538525005171 LCCN : sh85071064