Атмосфера Юпитера

Схематическое отображение облаков Юпитера,2000 год

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.^[1] Радиус = 71 492 км, Масса = 1,898х1024 тонн, Плотность = 1,33 г/см3, Сутки = 9 часов 55 минут 30 секунд, Угол орбиты = 3,12°, Температура = - 140° С,

Атмосфера Юпитера настолько непрозрачна, что её нижние слои не видны. Чёткой нижней границы у атмосферы нет, она плавно переходит в океан из жидкого водорода.^[2] Различают следующие слои атмосферы (снизу вверх): тропосфера, стратосфера, термосфера и экзосфера. Каждый слой имеет свой характерный температурный градиент.^[3] Самый нижний слой, тропосфера, содержит сложную систему из облаков и туманов, включая слои аммиака, гидросульфида аммония и воды.^[4] 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).^[5] Предполагают, что своей более светлой окраской зоны обязаны аммиачному льду; но нельзя с уверенностью судить о том, что придаёт поясам более тёмный оттенок.^[5] 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.^[6]

В атмосфере Юпитера происходят разнообразные активные явления, такие как нестабильность полос, вихри (циклоны и антициклоны), бури и молнии.^[7] Вихри выглядят как крупные красные, белые и коричневые пятна (овалы). Два крупнейших пятна — Большое красное пятно (БКП)^[8], и овал BA^[9] — 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.^[6]

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.^[10]

Вертикальная структура

Вертикальная структура атмосферы Юпитера. Отметим, что давление понижается с высотой. Уровень в −132 км. Это максимальная глубина, которой достиг спускаемый аппарат с «Галилео».^[3]

Атмосфера Юпитера делится на 4 уровня (приведены в порядке увеличения высоты): тропосфера, стратосфера, термосфера и экзосфера. В отличие от атмосферы Земли, атмосфера Юпитера не имеет мезосферы.^[11] На Юпитере нет твёрдой поверхности, и самый нижний уровень атмосферы, тропосфера, плавно переходит в водородный океан мантии.^[2] 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^[2]

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.^[3] В научной литературе уровень давления в 1 бар обычно выбирается как нулевая точка для высот «поверхности» Юпитера.^[2] Как и на Земле, у верхнего уровня атмосферы, экзосферы, нет чётко определённой границы.^[12] Плотность её постепенно уменьшается, и экзосфера плавно переходит в межпланетное пространство приблизительно в 5 000 км от «поверхности».^[13]

Вертикальные вариации температур в юпитерианской атмосфере схожи с земными. Температура тропосферы уменьшается с высотой, пока не достигает минимума, называемого тропопаузой^[14], 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.^[3][15] В стратосфере температура повышается до приблизительно 200 К при переходе в термосферу и при высоте и давлении в около 320 км и 1 микробар.^[3] В термосфере температура продолжает повышаться, в конечном счёте достигая 1000 К приблизительно на высоте в 1000 км и при давлении в 1 нанобар.^[16]

Сложная структура облаков характерна для тропосферы Юпитера^[4]. Верхние облака, расположенные на уровне давления 0,6—0,9 бар, состоят из аммиачного льда.^[17] 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.^[18][19] Это точно не облака из метана, поскольку температура там слишком высока для его конденсации.^[4] 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).^[11] Различные тропосферные (200—500 миллибар) и стратосферные (10-100 миллибар) слои тумана расположены выше основного слоя облаков.^[18][20] Последние состоят из конденсировавшихся тяжёлых полициклических ароматических углеводородов или гидразина, который образуется в стратосфере (1—100 микробар) под влиянием солнечного ультрафиолетового излучения на метан.^[4] Обилие метана относительно молекулярного водорода в стратосфере 10⁻⁴,^[13] тогда как отношение других углеводородов, например, этана и ацетилена, к молекулярному водороду — около 10⁻⁶.^[13]

Термосфера Юпитера расположена на уровне давления ниже 1 микробар и ей свойственны такие явления, как свечение атмосферы, полярное сияние и рентгеновское излучение^[21]. В пределах этого уровня атмосферы увеличение плотности электронов и ионов формируют ионосферу^[13]. Причины преобладания в атмосфере высоких температур (800—1000 К) полностью не объяснены^[16]; текущие модели не предусматривают температуру выше 400 K.^[13] 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^[22]. В низких широтах и полюсах термосфера и экзосфера являются источниками рентгеновского излучения, что впервые наблюдалось ещё Обсерваторией Эйнштейна в 1983 г.^[23] 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.^[23] Термосфера Юпитера — единственное место за пределами Земли, где обнаружен трёхатомный ион (H₃⁺).^[13] 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^[21].

Химический состав

Изобилие элементов в соотношении с водородом на Юпитере и Солнце[1]
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[1]
отношение	Солнце	Юпитер
13C/12C	0.011	0.0108 ± 0.0005
D/H	3.0 ± 0.17·10−5	2.25 ± 0.35·10−5

Состав атмосферы Юпитера подобен составу всей планеты в целом.^[1] Атмосфера Юпитера 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.^[24] Прочими источниками информации о составе Юпитерианской атмосферы служат наблюдения Инфракрасной космической обсерватории (ISO),^[25] межпланетных зондов Галилео и Кассини,^[26] а также данные наземных наблюдений.^[1]

Два основных компонента атмосферы Юпитера — молекулярный водород и гелий^[1]. 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.^[1] Причина этого не до конца ясна, но, будучи плотнее водорода, немало гелия может конденсироваться вовнутрь ядра Юпитера.^[17] Атмосфера содержит также немало простых соединений, например воду, метан (CH₄), сероводород (H₂S), аммиак (NH₃) и фосфин (PH₃).^[1] Их относительное количество в глубокой (ниже 10 бар) тропосфере подразумевает, что атмосфера Юпитера в 3-4 раза богаче углеродом, азотом, серой и, возможно, кислородом^[b] чем Солнце^[c][1]. Количество благородных газов, таких как аргон, криптон и ксенон, превосходит количество таковых на Солнце (см. таблицу), тогда как неона явно меньше.^[1] Другие химические соединения, арсин (AsH₃) и герман (GeH₄), присутствуют только в следовых количествах.^[1] Верхняя атмосфера Юпитера содержит малые относительные количества простых углеводородов: этана, ацетилена, и диацетилена, которые формируются под воздействием солнечной ультрафиолетовой радиации и заряженных частиц, прибывающих из магнитосферы Юпитера.^[1] 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 (см. раздел «Вертикальная структура» выше).^[1]

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,^[1] что вероятно представляет собой примордиальное значение для Протосолнечной туманности, из которой и сформировалась Солнечная система.^[25] Соотношение изотопов азота земной атмосфере (3.5·10⁻³).^[1] Последнее открытие особо существенно, так как предыдущие теории формирования Солнечной системы полагали, что земные значения для изотопов азота были примордиальны.^[25]

Зоны, пояса и вихри

Детальная карта Юпитера, созданная благодаря фотографиям «Кассини».

Видимая поверхность Юпитера делится на множество полос, параллельных экватору. Есть два типа полос: относительно светлые зоны и затемнённые пояса^[5]. 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)^[5]. Такое низменное чередование поясов и зон продолжается до 50°S и N, где их видимые проявления становятся несколько менее заметными^[27]. Пояса вероятно продолжаются примерно до 80° на север или юг по направлению к полюсам^[5].

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^[14]. С другой стороны, облака поясов являются более тонкими и расположены на меньших высотах^[14]. Верхняя тропосфера более холодная в зонах и более тёплая в поясах^[5]. Точная природа веществ, которые делают зоны и пояса Юпитера такими «красочными», неизвестна, но они могут включать сложные соединения серы, фосфора и углерода^[5].

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^[5]. Модели атмосферы Юпитера 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^[19]. 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^[5]. 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)^[5]. 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^[15].

Зональная скорость ветров в атмосфере Юпитера

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^[28]. 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^[6][28]. Однако полосы изменяются по окраске и интенсивности цветов в течение долго времени (см. ниже).

Особые полосы

Схематическое представление расположения облачных полос Юпитера, они обозначены своими официальными аббревиатурами. Большое красное пятно и овал BA видны в южных тропических зонах и южных умеренных поясах соответственно.

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^[27].|

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^[29].

Северный умеренный регион находится в широтах легко доступных для наблюдений с Земли, и таким образом имеет превосходную запись наблюдений.^[30] Он также примечателен сильнейшим проградным «джетом» на планете, который формирует южную границу северного умеренного пояса (NTB).^[30] 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).^[30] Остальное время, NTZ представляет собой относительно узкую полоску, в которой можно выделить северный и южный компоненты.^[30]

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.^[31]

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.^[32]

Зоны, пояса и вихри на Юпитере. Широкая экваториальная зона видимая в центре окружена двумя тёмными экваториальными поясами (SEB и NEB). Крупные серовато-синие, неправильной формы «горячие пятна» на северных окраинах белой экваториальной зоны изменяются с течением времени, поскольку движутся в восточном направлении через планетарную атмосферу. Большое красное пятно на южной окраине SEB. Целый ряд штормов вращается вокруг овалов в северном полушарии. Маленькие, очень яркие области атмосферы, возможно грозы, которые быстро и в произвольном порядке появляются в бурных областях. Минимальный размер примечательных деталей, различимых на экваторе — приблизительно 600 километров в поперечнике. Эта 14-кадровая анимация показывает примерно 24 юпитерианских дня, или около 10 земных. Для удобства восприятия течение времени в анимации ускоренно в 600 000 раз. Для просмотра нажмите на изображение.

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).^[33] 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).^[34] Атмосферные образования и облачность в EZ перемещаются на скорости в примерно 390 км/ч относительно прочих широт.^[35][36]

Южный тропический регион включает в себя южный экваториальный пояс (SEB) и южную тропическую зону. Это безусловно самый активный регион планеты, в нём же находится самый мощный ретроградный джет на планете. SEB обычно самый широкий и самый тёмный пояс на Юпитере; однако, он иногда делится пополам зоной (SEBZ), и имеет свойство исчезать каждые 3-15 лет, прежде чем вновь появится, что называется «цикл возрождения SEB». Через несколько недель или месяцев после исчезновения пояса на его месте формируется белое пятно, извергающее материал тёмно-коричневого цвета, который юпитерианскими ветрами растягивается в новый пояс. В последний раз пояс пропадал в мае 2010 года.^[37] Помимо прочего узнаваемой деталью SEB является длинная цепочка из циклонов создаваемых Большим красным пятном. Как и NTropZ, STropZ — одна из самых заметных зон на планете; в ней не только располагается GRS, но иногда в ней можно увидеть и Южную тропическую пертурбацию (STropD), область внутри зоны, которая отличается относительной устойчивостью и долговечностью; наиболее длинный период её существования — с 1901 по 1939 годы.^[38]

Южный умеренный регион, или Южный умеренный пояс (STB), это иной, тёмный, хорошо-заметный пояс, крупнее чем NTB; до марта 2000 года, его наиболее заметными деталями были долгоживущие «овалы» BC, DE, и FA, которые теперь объединились в Овал BA («Красное младшее»). Овалы фактически были частью Южной умеренной зоны, но они ширились вплоть до STB, частично его ограничивая.^[5] STB иногда исчезал, очевидно из-за сложных взаимодействий между белыми овалами и GRS. (STZ) Южная умеренная зона — зона, в которой и зарождаются белые овалы, — очень переменчивая.^[39]

На Юпитере немало примечательных областей атмосферы, труднодоступных для наземных наблюдений. Южный умеренный регион даже труднее различить, чем NNTR; его детали также трудноразличимы без применения крупных наземных телескопов и космических аппаратов.^[40] Множество зон и поясов носят временный характер, и не всегда заметны. Например, Экваториальная полоса (EB),^[41] Северная экваториальная поясная зона (NEBZ, белая зона с поясом) и Южная экваториальная поясная зона (SEBZ).^[42] Полосы иногда делятся разными атмосферными возмущениями. Когда зона или пояс делятся на части какой-либо пертурбацией,N или S добавляются для того, чтобы выделить южный или северный компонент зоны или пояса; то есть, NEB(N) и NEB(S) например.^[43]

Динамика

2009

2010

Циркуляция в атмосфере Юпитера заметно отличается от земной. Поверхность Юпитера жидкая, твёрдая поверхность отсутствует. Поэтому, конвекция может происходить в любой области внешней газовой оболочки. На 2011 год нет всесторонней теории динамики атмосферы Юпитера. Такая теория должна объяснять следующие факты: существование узких устойчивых полос и потоков, симметричных относительно экватора, мощный экваториальный поток с запада на восток (в направлении вращения планеты), разницу между зонами и поясами, а также происхождение и устойчивость крупных вихрей, например Большого красного пятна.^[6]

Существующие теории можно разделить на 2 класса: приповерхностные и глубинные. В первых предполагается, что наблюдаемая циркуляция в значительной степени обусловлена тонким внешним (погодным) уровнем атмосферы, а внутренняя часть стабильна. Вторые постулируют, что наблюдаемые потоки являются проявлением процессов, происходящих в глубоких слоях атмосферы Юпитера.^[44] Каждая из теорий имеет и сильные и слабые стороны, поэтому многие планетологи считают, что истинная теория будет включать в себя элементы обеих модели.^[45]

Приповерхностные модели

Первые попытки объяснить динамику атмосферы Юпитера относятся к 1960-м гг.^[44][46] Частично они основывались на земной метеорологии, хорошо разработанной к тому времени. Предполагалось, что атмосферные потоки на Юпитере возникают из-за турбулентности, которую в свою очередь поддерживает влажная конвекция во внешнем слое атмосферы (выше облаков).^[47][48] Влажная конвекция — явление, связанное с конденсацией и испарением воды, это одно из основных явлений, влияющих на формирование земной погоды.^[49] Появление потоков в этой модели связано с широко известным свойством двумерной турбулентности — так называемым обратным каскадом, при котором малые турбулентные структуры (вихри) сливаются и образуют более крупные вихри.^[47] Из-за конечного размера планеты такие структуры не могут вырасти больше некоторого характерного масштаба, для Юпитера он называется масштабом Райнса (Rhines scale). Это связано с влиянием волн Россби (англ. Rossby waves). Механизм таков: когда крупнейшая турбулентная структура достигает определенного размера, энергия начинает перетекать в волны Россби, а не в структуру большего размера, обратный каскад останавливается.^[50] На сферической быстро вращающейся планете дисперсионное соотношение для волн Россби анизотропно, поэтому масштаб Райнса в направлении параллелелей больше, чем в направлении меридиан.^[50] В результате образуются крупномасштабные структуры, растянутые параллельно экватору. Их меридиональная протяженность кажется такой же, как и фактическая ширина потоков.^[47] Таким образом, в приповерхностных моделях вихри передают энергию потокам и поэтому должны исчезать.

Хотя эти модели успешно объясняют существование десятков узких потоков, в них есть и серьёзные недостатки.^[47] Самый заметный из них: за редким исключением должен появляться сильный экваториальный поток в направлении против вращения планеты, а наблюдается поток по вращению. Кроме того, потоки имеют склонность быть нестабильными и могут время от времени пропадать.^[47] Приповерхностные модели не объясняют как наблюдаемые течения в атмосфере Юпитера нарушают критерий устойчивости.^[51] Более проработанные многослойные варианты таких моделей дают более стабильную картину циркуляции, но многие проблемы остаются.^[52]

Между тем, зонд Галилео обнаружил, что ветры на Юпитере простираются значительно ниже уровня облаков (5-7 бар) и нет признаков их исчезновения вплоть до уровня 22 бар, а значит циркуляция атмосферы Юпитера может на самом деле быть глубокой.^[15]

Глубинные модели

Первая глубинная модель была предложена Бузи (Busse) в 1976 году.^[53][54] Она основана на известной в гидродинамике теореме Тейлора-Прудмана (англ. Taylor–Proudman theorem), которая заключается в следующем: в любой быстровращающейся баротропной идеальной жидкости потоки организуются в ряд цилиндров, параллельных оси вращения. Условия теоремы, вероятно, соблюдаются в условиях недр Юпитера. Поэтому водородная мантия Юпитера вполне может быть разделена на множество цилиндров, в каждом из которых циркуляция независима.^[55] На тех широтах, где внешние и внутренние границы цилиндров пересекаются с видимой поверхностью планеты, образуются потоки, а сами цилиндры видны как зоны и пояса.

Термальное изображение Юпитера, полученное IRTF

Глубинная модель легко объясняет направленный по вращению планеты джет на экваторе Юпитера. Джеты устойчивы и не подчиняются двумерному критерию устойчивости.^[55] Однако у модели есть сложности: она предсказывает очень небольшое количество широких джетов. Реалистичное трёхмерное моделирование пока невозможно, а упрощённые модели, используемые для того, чтобы подтвердить глубинную циркуляцию, могут упускать важные аспекты гидродинамики Юпитера.^[55] Одна из моделей, опубликованных в 2004 году, довольно правдоподобно воспроизвела струйно-полосную структуру атмосферы Юпитера.^[45] Согласно этой модели, внешняя водородная мантия является более тонкой, чем в прочих моделях, и имела толщину всего в 10 % от радиуса планеты, тогда как в стандартных моделях Юпитера она занимает 20—30 %.^[56] Другая проблема — процессы, которые могут управлять глубинной циркуляцией. Возможно, глубинные потоки могут быть вызваны приповерхностными силами (например, влажной конвекцией) или глубинной конвекцией всей планеты, которая выносит тепло из недр Юпитера.^[47] Какой из этих механизмов важнее — до сих пор неясно.

Внутреннее тепло

С 1966 г. известно о том, что Юпитер излучает гораздо больше тепла, чем получает от Солнца^[57]. Предполагается, что отношение между мощностью излучения планеты и той, что получается от Солнца, приблизительно равно 1,67 ± 0,09. Внутренний тепловой поток от Юпитера составляет 5,44 ± 0,43 В/м², тогда как общая излученная мощность равна 335 ± 26 ПВт. Последняя величина равна примерно одной миллиардной доли общей мощности, излучаемой Солнцем. Этот избыток тепла является в основном изначальным нагревом на ранних стадиях формирования Юпитера, однако отчасти может являться осадком гелия в ядре планеты^[58].

Внутреннее нагревание может быть важным фактором динамики атмосферы Юпитера. В то время как Юпитер имеет небольшой наклон в 3° и его полюса получают гораздо меньше радиации, чем экватор, температура тропосферы заметно не изменяется от экватора к полюсам. Одно из объяснений этому говорит, что акты внутренней конвекции подобны термостату, выпуская вблизи полюсов больше тепла, чем на экваторе. Это приводит к равномерному распределению температуры в тропосфере. В то время как на Земле тепло переносится от экватора к полюсам в основном благодаря атмосфере, юпитерианская глубинная конвекция уравновешивает его. Конвекция внутри Юпитера в основном происходит благодаря внутреннему теплу^[59].

Отдельные атмосферные элементы

Вихри

Атмосфера Юпитера — «родной дом» для сотен вихрей: круглых вращающихся структур, которые, как и в земной атмосфере, можно разделить на 2 класса: циклоны и антициклоны.^[7] Первые вращаются в направлении вращения планеты (против часовой стрелки в северном и по часовой в южном полушарии); вторые — в обратном направлении. Однако, в отличие от земной атмосферы, в атмосфере Юпитера антициклоны преобладают над циклонами, и более чем 90 %, диаметр которых превышает 2000 км, — антициклоны.^[60] «Срок жизни» вихрей варьируется от нескольких дней до столетий в зависимости от их размеров. Например, среднее время жизни антициклонов с диаметрами от 1000 до 6000 км — 1—3 года.^[61] Вихри никогда не наблюдались на экваторе Юпитера (в пределах 10° широты), где они нестабильны.^[62] Как и на любой быстро вращающейся планете, антициклоны Юпитера — центры высокого давления, тогда как циклоны — центры низкого давления.^[33]

Инфракрасный снимок атмосферы Юпитера, сделанный зондом New Horizons

Антициклоны на Юпитере всегда ограничены в зонах, где скорость ветра увеличивается в направлении от экватора к полюсам.^[61] Обычно они яркие и проявляются как белые овалы.^[7] Они могут двигаться по долготе, но остаются на той же широте, будучи неспособными покинуть породившую их зону.^[62] Скорость ветра на их периферии может достигать 100 м/с.^[9] разные антициклоны, расположенные в одной зоне, имеют тенденцию объединяться при сближении друг с другом.^[63] Однако в атмосфере Юпитера наблюдалось и наблюдается два антициклона, не похожие на прочие . Это Большое красное пятно (GRS)^[8] и овал BA;^[9], сформировавшийся в 2000 году. В отличие от белых овалов, в их структуре преобладает красный окрас — вероятно, благодаря поднимающемуся из глубин планеты веществу красноватого цвета.^[8] На Юпитере антициклоны обычно формируются путём слияния меньших структур, включая конвективные штормы (см.ниже),^[61] хотя большие овалы могут появляться и из нестабильных джетов. В последний раз такое наблюдалось в 1938—1940 гг., когда несколько белых овалов были порождены нестабильностью в южной умеренной зоне; позднее они объединились и сформировали Овал BA.^[9][61]

В противоположность антициклонам, юпитерианские циклоны — компактные тёмные структуры с неправильной формой. Наиболее тёмные и обладающие наиболее правильными очертаниями циклоны называют коричневыми овалами.^[60] Однако существование нескольких крупных долгоживущих циклонов не исключено. В дополнение к компактным циклонам, на Юпитере можно наблюдать несколько волокнистых «обрывков» неправильной формы, в которых наблюдается циклоническое вращение.^[7] Один из них располагается западнее GRS в южном экваториальном поясе.^[64] Эти «обрывки» называют циклоническими регионами (CR). Циклоны всегда образуются только в поясах, и, подобно антициклонам, при сближении они сливаются.^[61]

Глубинная структура вихрей до конца не ясна. Считается, что они относительно тонкие, так как любая толщина свыше примерно 500 км привела бы к нестабильности. Крупные антициклоны не поднимаются выше нескольких десятков километров относительно наблюдаемой облачности. Одна из гипотез предполагает, что вихри — это глубинные конвекционные «перья» (или «конвекционные колоны»); на данный момент она не снискала популярности у планетологов.^[62]

Большое красное пятно

Большое красное пятно (GRS) — это устойчивый антициклонический шторм, расположенный на 22° южнее юпитерианского экватора, существующий уже по крайней мере 181 год, а возможно и дольше чем 346 лет.^[65][66] Этот шторм был достаточно крупным, чтобы его можно было наблюдать в наземные телескопы.

Инфракрасное изображение пятна (выше), показывающее его тёплый центр, полученное наземным VLT. Изображение, полученное космическим телескопом Хаббла (ниже) для сравнения.

Большое красное пятно вращается против часовой стрелки с периодом в примерно 6 земных дней^[67] или 14 юпитерианских дней. Его примерные размеры варьируются в диапазоне 24000—40000 км с запада на восток и 12000—14000 км с юга на север. Пятно достаточно крупное, чтобы в нём поместилось 3 планеты размером с Землю.

К началу 2004 года Большое красное пятно стало в два раза меньше, чем столетие назад, когда оно было 40,000 км в диаметре. При существующем темпе сокращения пятно может стать круглым примерно к 2040 году, что, впрочем, представляется довольно сомнительным из-за искажений, вносимых соседними джетами.^[68] Сколько ещё просуществует БКП и являются ли произошедшие с ним изменения результатом нормальных для него колебаний, неизвестно.^[69]

Согласно наблюдениям учёных из Калифорнийского университета в Беркли, между 1996 и 2006 гг. пятно потеряло 15 % своего диаметра по продольной оси. Ксилар Эсэй-Дэвис, состоявший в команде, которая проводила изучение, отмечал, что пятно не исчезает, основываясь на измерениях скорости, так как «скорость — это более подходящий критерий для наблюдения, поскольку на облака, участвующие в образовании Красного пятна, также значительно влияют некоторые другие явления окружающей атмосферы».^[70]

Инфракрасные наблюдения и данные собранные в ходе них, уже давно указывают на то, что БКП холоднее (а значит, выше) множества прочих облаков в атмосфере;^[71] Уровень облаков БКП примерно на 8 км выше облаков окружающих. Кроме того, тщательные наблюдения за деталями юпитерианской атмосферы позволили установить, что пятно обращается против часовой стрелки, ещё в 1966 году. Это было подтверждено первыми покадровыми съёмками, сделанными с борта Вояджеров при пролёте около Юпитера.^[72] Пятно ограничено умеренным восточно-направленным джетом с юга и очень мощным западно-направленным джетом с севера.^[73] Хотя ветры у окраин пятна дуют со скоростью 120 м/с (432 км/ч), потоки в этом районе кажутся застойными, с небольшим притоком или оттоком.^[74] Период вращения пятна уменьшился со временем; возможно, это как-то связано с его устойчивым сокращением в размерах.^[75] В 2010 г. астрономы провели наблюдения БКП в дальнем инфракрасном спектре (от 8,5 до 24 μm) с недостижимым прежде уровнем разрешающей способности, и обнаружили, что его центральная, самая красная часть является более тёплой, чем остальная среда его окружающая, на величину 3—4 градуса. Такие относительно тёплые воздушные массы располагаются на уровне давления в примерно 200—500 миллибар, в верхней тропосфере. Это тёплое центральное пятно медленно противовращается, и, скорее всего, является следствием понижения воздушных масс БКП ближе к центру.^[76]

Сравнение размеров БКП и Земли

Широта Большого красного пятна относительно устойчива на протяжении длительного срока наблюдений, варьируясь в пределах градуса. Однако его долгота постоянно изменяется.^[77][78] Поскольку Юпитер вращается неоднородно в разных широтах, астрономы создали три разных системы для определения долготы. Система II использовалась для широт выше 10° и первоначально была основана на периоде вращения Большого красного пятна: 9ч 55м 42с.^[79][80] Несмотря на это, с начала XIX ст. пятно «обернулось» вокруг планеты в системе координат II по крайней мере 10 раз. Уровень дрейфа пятна резко изменился за последние годы, что, как считают, связано с переменами в яркости южного экваториального пояса и присутствием или отсутствием южной тропической пертурбации.^[81]

Что именно придает красноватый оттенок БКП, точно неизвестно. Теории, подтверждённые лабораторными опытами, предполагают, что этот цвет может быть вызван сложными органическими молекулами, красным фосфором или, возможно, каким-либо соединением серы. Оттенок БКП изменяется в большом диапазоне — от красновато-коричневого до желтовато-красного и даже белого. Самая красная центральная часть более тёплая, чем окружающая среда; это с достаточной долей уверенности позволяет утверждать, что на цвет пятна в значительной степени влияют факторы окружающей среды.^[76] Пятно иногда пропадает из видимого спектра, становясь различимым лишь в т. н. «Полости красного пятна», которая представляет собой его «нишу» в южном экваториальном поясе. Видимость БКП, очевидно, как-то связана с изменениями в южном экваториальном поясе: когда пояс ярко-белый, пятно темнеет, а когда пояс темнеет, оно обычно становится светлее. Периоды потемнения и посветления пятна носят нерегулярный характер: например, пятно было тёмным в 1961—1966, 1968—1975, 1989—1990 и 1992—1993 гг.^[82]

Большое Красное Пятно не следует путать с Большим тёмным пятном — атмосферным вихрем, наблюдавшимся в 2000 г. КА Кассини-Гюйгенс вблизи северного полюса Юпитера.^[83] Похожую деталь атмосферы на Нептуне также назвали Большим тёмным пятном. Последнее было зафиксировано Вояджером-2 в 1989 г. и, возможно, было своего рода «отверстием» в атмосфере, которое исчезло примерно к 1994 г. (однако похожее образование до сих пор наблюдается в северных широтах Нептуна).^[84]

Овал BA

Овал BA (слева)

Овал BA — официальное название для красноватого вихря в южном полушарии Юпитера напоминающего формой, но меньше размерами чем Большое Красное Пятно (часто упоминается ещё как «Красное пятно младшее» или «Малое красное пятно»). Вихрь расположен в Южном умеренном поясе, овал BA был замечен в 2000 году после слияния трёх небольших белых вихрей, и с тех пор усилился.^[85]

Процесс формирования трёх белых овальных штормов позднее слившихся в Овал BA можно отследить к 1939 году, когда в Южной умеренной зоне было три тёмных атмосферных структуры которые фактически поделили зону на 3 длинных секции. Наблюдавший Юпитер Элмер Дж. Риз обозначил эти три тёмные секции как AB, CD, и EF. Секции ширились, сокращая между собой расстояние внутри STZ и сформировались в белые овалы FA, BC, и DE.^[86] Овалы BC и DE слились в 1998, сформировав Овал BE. Позднее, в марте 2000, BE и FA соединились, и сформировали Овал BA.^[85] (смотрите секцию: Белые Овалы, ниже)

Формирование Овала BA из трёх белых овалов

Овал BA (внизу), Большое Красное Пятно (вверху) и «Крошка — красное пятно» (посередине) в период кратковременного столкновения в июне 2008

Овал BA начал постепенно краснеть в 2005 году.^[87] Уже 24 февраля 2006 года, филиппинский астроном любитель Кристофер Го заметил что пятно приобрело почти такой же оттенок как и БКП.^[87] в результате, доктор Тони Филлипс предложил называть его «Малым красным пятном» или «Красным малым».^[88]

В апреле 2006, команда астрономов считавшая что Овал BA мог бы довольно близко пройти от БКП в том году, наблюдала оба вихря посредством телескопа Хаббла.^[89] Штормы проходят вблизи от друг друга примерно каждые 2 года, но прохождение 2002 и 2004 года не привлекало к себе такого внимания. Доктор Эми Саймон-Миллер, из Центра космических полётов имени Годдарда предсказал что вихри пройдут наиболее близко друг от друга 4 июля 2006 года.^[89] 20 июля оба вихря были сняты проходящими мимо друг друга обсерваторией Джемини.^[90]

Причины покраснения Овала BA не известны. Согласно исследованию 2008 года за авторством Доктора Сантьяго Переза-Хойоса из «Университета страны Басков», наиболее вероятный механизм: «восходящая и внутренняя диффузия некой цветной материи или паров, тумана, газа которые позднее взаимодействуют с высокоэнергетическими Солнечными фотонами в верхних слоях Овала BA.»^[91] Некоторые считают что небольшие вихри (а соответственно и «белые пятна») краснеют, когда ветры набирают достаточные силы чтобы поднимать расположенные ниже газы которые попав на Солнечный свет меняют цвет.^[92]

Овал BA становится всё более и более сильным согласно наблюдениям проводившихся посредством телескопа Хаббла в 2007 году. Скорости ветров на момент наблюдения уже составляли 618 км/ч; а это сопоставимо со скоростями ветров в Большом Красном Пятне и эти ветра куда более сильны чем в одном из вихрей прародителей.^[93][94] На июль 2008 его размеры приближались к диаметру Земли — и примерно половине от размера БКП.^[91]

Овал BA не следует путать с другим крупным вихрем поглощённым БКП в 2008 году, Южным тропическим малым красным пятном (LRS) которое назвали «Крошка — Красное Пятно» в НАСА^[92][95].Новый вихрь, а до того белое пятно с изображений телекоспа Хаббл, покраснело в мае 2008 года. Наблюдения за ним вёл Калифорнийский университет в Беркли.^[96] «Крошка — Красное пятно» столкнулся с БКП в конце Июня — начале июля 2008 года и в ходе столкновения меньшее красно пятно было порвано на клочки. Остатки вихря всё ещё продолжали кружить вблизи от БКП пока не были им поглощены. Приблизительно к середине июля последние красноватые останки вихря были поглощены более крупным БКП. Последние не красные остатки «Крошки-красного пятна» были окончательно поглощены примерно в августе 2008 года.^[95] На момент столкновения Овал BA был относительно недалеко, но очевидной роли в поглощении «Крошки-красного пятна» не играл.^[95]

Грозы

Молнии на ночной стороне Юпитера, изображение получено КА Галилео в 1997 году

Грозы на Юпитере напоминают земные. Они проявляют себя как яркие и массивные облака размерами примерно 1000 км, которые время от времени появляются в циклонических районах поясов, особо в пределах сильных западно направленных джетов.^[10] В отличие от вихрей, грозы — короткоживущее явление, самый мощный из них может просуществовать несколько месяцев, тогда как средняя продолжительность существования — 3-4 дня.^[10] Считается, что они — следствие влажной конвекции в слоях Юпитерианской тропосферы. Фактически грозы представляют собой «конвекционные колоны» (перья), которые поднимают влажные воздушные массы из глубин всё выше и выше, пока они не уплотнятся в облака. Типичная высота Юпитерианских грозовых облаков 100 км; то есть они простираются до уровня давления в примерно 5-7 бар, тогда как гипотетические водяные облака начинаются на уровне давления в 0.2-0.5 бар.^[97]

Грозы на Юпитере, конечно, не обходятся без молний. Изображения ночной стороны Юпитера полученные КА Галилео и Кассини позволяют различить регулярные вспышки света в Юпитерианских поясах и вблизи от западнонаправленных джетов, в основном на широтах 51°С, 56°Ю и 14°Ю.^[98] Удары молнии на Юпитере в целом более мощные, чем на Земле. Однако они происходят куда реже; и света они создают своими вспышками примерно столько же, сколько и Земные.^[98] Несколько вспышек молнии было зафиксировано в полярных регионах Юпитера, что делает Юпитер второй после Земли планетой на которой можно увидеть полярные молнии.^[99]

Каждые 15-17 лет на Юпитере начинается особо мощный период грозовой активности. Она, в основном, проявляется на широте 23°С, где расположен самый сильный восточнонаправленный джет. В последний раз такое наблюдалось в -июне 2007 года.^[97] Любопытно, что две грозы обособленно располагавшиеся на долготе 55° в Северном умеренном поясе оказали на пояс значительное влияние. Материя тёмного цвета, утерянная грозами, смешалась с облачностью пояса и переменила его окрас. Грозы двигались на скорости в примерно 170 м/с, даже чуть быстрее самого джета, что косвенно свидетельствует о существовании ещё более сильных ветров в глубинных слоях атмосферы.^[97]

Ложноцветное изображение экваториальных горячих пятен

Атмосферные возмущения

Типичная для поясов и зон текстура облачности порою нарушается атмосферными возмущениями (пертурбациями). Одно из таких особо устойчивых и долго-живущих возмущений в Южной тропической зоне, получило название «Южной тропической пертурбации» (STD). История наблюдений отмечает один из наиболее длительных периодов существования STD, однажды его можно было чётко различать с 1901 по 1939 годы. Впервые пертурбация была замечена Перси Б.Молесуортом 28 февраля 1901 года. Пертурбация выразилась в частичном затемнении обычно яркой STZ. С тех пор несколько схожих пертурбаций наблюдалось в Южной Тропической Зоне.^[100]

Горячие пятна

Одна из наиболее загадочных особенностей Юпитерианской атмосферы — горячие пятна. Это области где воздушные массы относительно свободны от облачности, что позволяет теплу подниматься из глубин не сильно рассеиваясь в облачности. Горячие пятна видны как белые точки в инфракрасном спектре на длине волны в 5 μm.^[33] преимущественно они расположены в поясах, однако цепочку из таких пятен можно наблюдать на северной окраине экваториальной зоны. Спускаемый аппарат с Галилео прошёл как раз через одно из этих экваториальных пятен. Каждое экваториальное пятно связано с ярким «пером» облаков расположенным западнее них, и достигающим размеров до 10,000 км.^[5] Несмотря на округлую форму горячие пятна — вихрями не являются.^[33]

Происхождение горячих пятен неясное. Они могут быть нисходящими потоками воздушных масс, где воздух адиабатическими процессами нагревается и высушивается, а быть может это внешние проявления так называемых «планетарных высотных волн» — то есть они вызваны глубинными процессами происходящими под атмосферой. Последнее объяснение подходит больше, потому что объясняет причины периодичности горячих экваториальных пятен.^[5][33]

История наблюдений

Основная статья: Исследование Юпитера межпланетными аппаратами

последовательность из снимков сделанных Вояджер-1 на подлёте к Юпитеру

Ранние астрономы, используя небольшие телескопы и собственные глаза, вели записи изменений в Юпитерианской атмосфере.^[20] Их описательньная терминология — пояса и зоны, коричневые пятна и красные пятна, перья, баржи, фестоны, и северные сияния — используется до сих пор.^[20] Термины же вроде вихрения, вертикального движения, облачной высотности вошли в употребление позднее, в 20 веке.^[20]

Первые наблюдения за атмосферой в недостижимом прежде разрешении были проведены КА Пионер 10 и 11. Первые действительно подробные изображения были получены КА Вояджер.^[20] Два КА позволили разглядеть атмосферу в разрешении вплоть до деталей 5 км размерами в различных частях спектра, и даже позволили создать своего рода «подлётные видео» (пример которого вы можете видеть правее) атмосферы в её динамике и движении.^[20] Спускаемый аппарат с Галилео позволил увидеть несравненно меньшую часть Юпитерианской атмосферы но в куда лучшем разрешении и значительно более широкой части спектра.^[20]

Сегодня астрономы получают сведения об атмосферных изменениях на Юпитере в основном благодаря телескопу Хаббла. Судя по наблюдениям привычный порядок Юпитерианской атмосферы иногда нарушается массовыми пертурбациями, но в основном она на удивление стабильна.^[20] Вертикальное движение атмосферы Юпитера было в значительной мере исследовано благодаря следовым газам замеченным наземными телескопами.^[20] Спектроскопические исследования следов столкновения остатков кометы Шумейкера-Леви 9 и Юпитерианской атмосферы позволили получить данные о строении атмосферы Юпитера ниже облачного слоя. Присутствие в атмосфере двухатомной серы (S₂) и дисульфида углерода (CS₂) впервые было зарегистрировано на Юпитере, и это первый случай обнаружения S₂ на каком либо астрономическом объекте вообще. Вместе с тем было зафиксировано присутствие аммиака (NH₃) и сероводорода (H₂S), тогда как кислородсодержащие молекулы вроде двуокиси серы обнаружены не были, что было для астрономов сюрпризом.^[101]

Спускаемый аппарат с Галилео, пройдя вплоть до уровня давления в 22 бара передал данные о температуре, ветрах, составе, облаках и радиации. Однако уже ниже 1 бара в результатах есть неуверенность.^[20]

Большое Красное Пятно

Фото Юпитера и Большого Красного Пятна сделанное бортовой аппаратурой Вояджера-1 при пролёте в 1979 году

Первое наблюдение БКП нередко приписывают Роберту Гуку, который описывал пятно замеченное им на Юпитере в 1664 году; однако вероятно что пятно Гука было в другом поясе (Северный экваториальный пояс против текущего месторасположения в Южном экваториальном). Более убедительное описание давал Джованни Кассини который упоминал в следующем году замеченное им «устойчивое пятно» на Юпитере.^[102] Несмотря на колебания в видимости — БКП было видно с 1665 по 1713 годы.^[95]

Любопытно что Юпитерианское пятно было изображено на холсте итальянского художника Донато Креци в 1700 году, который демонстрируется в Ватикане.^[103][104] Это часть из серии картин на которых на фоне увеличенных изображений небесных тел развиваются сценки из итальянской жизни, за созданием картин в целях уточнения наблюдал астроном Эустакьо Манфреди. Креци первый кто изобразил БКП красным, до него никто не изобразил какую либо деталь атмосферы Юпитера красной вплоть до позднего 19 столетия.^[104]

Снова записи о БКП встречаются лишь с 1830, а по настоящему хорошо оно было изучено лишь в 1879 когда стало особо хорошо различимо. Длительный 118 летний промежуток между первыми наблюдениями и 1830 годом не дают ясного представления о том что случилось: рассеялось ли первоначальное пятно и сформировалось вновь? Пропало из видимости? Или быть может наблюдательные записи велись неверно? Уже трудно судить.^[82] У более старых пятен отмеченных в наблюдениях была короткая наблюдательная история и куда более медленное движение чем у современного — что делает идентификацию затруднительной.^[103]

25 февраля 1979 года, когда КА Вояджер-1 пролетал в 9,2 миллионах километрах от Юпитера он передал на Землю первое подробное изображение Большого красного пятна. Удалось различить детали размерами от 160 километров. Красочная, волнистая облачность видимая западнее на фото — своего рода кильватер пятна им же проецируемый, где наблюдаются чрезвычайно сложные и переменчивые перемещения облачности.^[105]

Белые Овалы

белые овалы — позже слившиеся в Овал BA, снимок сделан КА Галилео в 1997 году

Белые овалы которым предстояло сформироваться в Овал BA впервые были замечены в 1939 году. Они покрывали почти 90 градусов на собственной долготе после их формирования, однако очень быстро — в течение десятилетия начали сокращаться; их размеры стабилизировались в пределах 10 градусов долготы после 1965 года.^[106] Хотя изначально и являясь частью STZ, они постепенно переместились в южный умеренный пояс, предположительно создав своего рода ниши в STZ.^[107] Как и БКП овалы были ограничены в передвижении двумя противостоящими джетами с севера и юга, восточнонаправленным джетом с севера и западнонаправленным с востока.^[106]

Перемещение овалов по долготе судя по всему находилось под влиянием двух факторов: позиция Юпитера на орбите (они двигались быстрее в афелии), а также близость к БКП (они ускорялись в пределах 50 градусов от БКП).^[108] Однако с 1940 по 1990 год была заметна тенденция к замедлению обращения овалов, их первоначальная скорость уменьшилась примерно на 50 %.^[109]

На момент пролёта «Вояджеров», овалы были размерами примерно 9000 км с востока на запад, 5000 км с севера на юг, и обращались с периодом в 5 суток (БКП с периодом в 6 на тот момент).^[110]

См. также

	Атмосфера Юпитера на Викискладе?

• Экзопланета (множество из них крупнее чем Юпитер)
• КА Галилео и его спускаемый модуль.
• Юнона Новый КА готовящийся к запуску 5 августа 2011 года — целенаправленно как и Галилео созданный для изучения Юпитера.

Комментарии

1. ^{^}  Шкала высот — sh, в данной трактовке определяется как sh = RT/(Mg_j), где R = 8.31 Дж/мол/K Универсальная газовая постоянная, M ≈ 0.0023 кг/мол средняя молярная масса в Юпитерианской атмосфере,^[3] T — температура, и g_j ≈ 25 м/с² — ускорение свободного падения на поверхности Юпитера. Так как температура меняется от 110 K в тропопаузе до 1000 K в термосфере,^[3] шкала высот может принимать значения от 15 до 150 км.
2. ^{^}  Атмосферный зонд спущенный Галилео не был в состоянии измерить относительное количество кислорода на глубине, потому что концентрация воды нарастала вплоть до уровня давления в 22 бар, когда он прекратил работу. Хотя фактически измеренная распространённость кислорода намного ниже Солнечных значений, наблюдаемое увеличение концентрации воды с глубиной делает вполне вероятным то — что глубинная распространённость кислорода в атмосфере Юпитера действительно превышает Солнечные значения приблизительно в 3 раза, как и прочие элементы.^[1]
3. ^{^}  Были предложены различные объяснения для такого обилия углерода, кислорода, азота и прочих элементов. Ведущее: Юпитер на стадии позднего прироста получал большое количество ледяных планетезималей. Считается, что летучие вещества (в планетологии: вещества с низкой точкой кипения которые обычно входят в планетарную кору и/или атмосферу. Пример: Азот, вода, углекислый газ, аммиак, водород, метан…и.т.д.) как и инертные газы были получены в виде газовых гидратов в водяном льде.^[1]

Примечания

1. ↑ ^{1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17} Atreya et al. (2003)
2. ↑ ^{1 2 3 4} Guillot (1999)
3. ↑ ^{1 2 3 4 5 6 7} Sieff et al. (1998)
4. ↑ ^{1 2 3 4} Atreya et al. (2005)
5. ↑ ^{1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13} Ingersoll (2004), pp. 2—5
6. ↑ ^{1 2 3 4} Vasavada (2005), p. 1942
7. ↑ ^{1 2 3 4} Vasavada (2005), p. 1974
8. ↑ ^{1 2 3} Vasavada (2005), pp. 1978—1980
9. ↑ ^{1 2 3 4} Vasavada (2005), pp. 1980—1982
10. ↑ ^{1 2 3} Vasavada (2005), pp. 1982, 1985—1987
11. ↑ ^{1 2} Ingersoll (2004), pp. 13—14
12. ↑ Yelle (2004), p. 1
13. ↑ ^{1 2 3 4 5 6} Miller et al. (2005)
14. ↑ ^{1 2 3} Ingersoll (2004), pp. 5—7
15. ↑ ^{1 2 3} Ingersoll (2004), p. 12
16. ↑ ^{1 2} Yelle (2004), pp. 15—16
17. ↑ ^{1 2} Atreya et al. (1999)
18. ↑ ^{1 2} West et al. (2004), pp. 9-10, 20-23
19. ↑ ^{1 2} Vasavada (2005), p. 1937
20. ↑ ^{1 2 3 4 5 6 7 8 9 10} Ingersoll (2004), p. 8
21. ↑ ^{1 2} Yelle (2004), pp. 1—12
22. ↑ Yelle (2004), pp. 22—27
23. ↑ ^{1 2} Bhardwaj and Gladstone (2000), pp. 299—302
24. ↑ McDowell, Jonathan Jonathan's Space Report, No. 267. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (8 декабря 1995). Архивировано из первоисточника 10 августа 2011. Проверено 6 мая 2007.
25. ↑ ^{1 2 3} Encrenaz (2003)
26. ↑ Kunde et al. (2004)
27. ↑ ^{1 2} Rogers (1995), p. 81.
28. ↑ ^{1 2} Ingersoll (2004), p. 5
29. ↑ Rogers (1995), pp. 85, 91—4.
30. ↑ ^{1 2 3 4} Rogers (1995), pp. 101—105.
31. ↑ Rogers (1995), pp.113—117.
32. ↑ Rogers (1995), pp. 125—130.
33. ↑ ^{1 2 3 4 5} Vasavada (2005), pp. 1987—1989
34. ↑ Rogers (1995), pp. 133, 145—147.
35. ↑ Rogers (1995), p. 133.
36. ↑ Beebe (1997), p. 24.
37. ↑ Nancy Atkinson Jupiter, It Is A-Changing. Universe Today (2010). Архивировано из первоисточника 26 марта 2012. Проверено 24 декабря 2010.
38. ↑ Rogers (1995), pp. 159—160
39. ↑ Rogers (1995), pp. 219—221, 223, 228—229.
40. ↑ Rogers (1995), p. 235.
41. ↑ Rogers et al. (2003)
42. ↑ Rogers and Metig (2001)
43. ↑ Ridpath (1998)
44. ↑ ^{1 2} Vasavada (2005), pp. 1943—1945
45. ↑ ^{1 2} Hiempel et al. (2005)
46. ↑ See, e. g., Ingersoll et al. (1969)
47. ↑ ^{1 2 3 4 5 6} Vasavada (2005), pp. 1947—1958
48. ↑ Ingersoll (2004), pp. 16—17
49. ↑ Ingersoll (2004), pp. 14—15
50. ↑ ^{1 2} Vasavada (2005), p. 1949
51. ↑ Vasavada (2005), pp. 1945—1947
52. ↑ Vasavada (2005), pp. 1962—1966
53. ↑ Vasavada (2005), p. 1966
54. ↑ Busse (1976)
55. ↑ ^{1 2 3} Vasavada (2005), pp. 1966—1972
56. ↑ Vasavada (2005), p. 1970
57. ↑ Low, 1966
58. ↑ Pearl, 1990, pp. 12, 26
59. ↑ Ingersoll, 2004, pp. 11, 17—18
60. ↑ ^{1 2} Vasavada (2005), p. 1978
61. ↑ ^{1 2 3 4 5} Vasavada (2005), p. 1977
62. ↑ ^{1 2 3} Vasavada (2005), p. 1976
63. ↑ Vasavada (2005), p. 1975
64. ↑ Vasavada (2005), p. 1979
65. ↑ Staff Jupiter Data Sheet – SPACE.com. Imaginova (2007). Архивировано из первоисточника 26 марта 2012. Проверено 3 июня 2008.
66. ↑ Anonymous The Solar System – The Planet Jupiter – The Great Red Spot. Dept. Physics & Astronomy – University of Tennessee (August 10, 2000). Архивировано из первоисточника 26 марта 2012. Проверено 3 июня 2008.
67. ↑ Smith et al. (1979), p. 954.
68. ↑ Irwin, 2003, p. 171
69. ↑ Beatty (2002)
70. ↑ Britt, Robert Roy Jupiter's Great Red Spot Is Shrinking. Space.com (9 марта 2009). Архивировано из первоисточника 26 марта 2012. Проверено 4 февраля 2009.
71. ↑ Rogers (1995), p. 191.
72. ↑ Rogers (1995), pp. 194—196.
73. ↑ Beebe (1997), p. 35.
74. ↑ Rogers (1995), p. 195.
75. ↑ Rogers, John Interim reports on STB (Oval BA passing GRS), STropB, GRS (internal rotation measured), EZ(S. Eq. Disturbance; dramatic darkening; NEB interactions), & NNTB. British Astronomical Association (July 30, 2006). Архивировано из первоисточника 26 марта 2012. Проверено 15 июня 2007.
76. ↑ ^{1 2} Fletcher (2010), p.306
77. ↑ Reese and Gordon (1966)
78. ↑ Rogers (1995), 192—193.
79. ↑ Stone (1974)
80. ↑ Rogers (1995), pp. 48, 193.
81. ↑ Rogers (1995), p. 193.
82. ↑ ^{1 2} Beebe (1997), pp. 38-41.
83. ↑ Phillips, Tony. The Great Dark Spot, Science at NASA (March 12, 2003). Проверено 20 июня 2007.
84. ↑ Hammel et al. (1995), p. 1740
85. ↑ ^{1 2} Sanchez-Lavega et al. (2001)
86. ↑ Rogers (1995), p. 223.
87. ↑ ^{1 2} Go et al. (2006)
88. ↑ Phillips, Tony Jupiter's New Red Spot. NASA (March 3, 2006). Архивировано из первоисточника 26 марта 2012. Проверено 16 октября 2008.
89. ↑ ^{1 2} Phillips, Tony Huge Storms Converge. Science@NASA (June 5, 2006). Архивировано из первоисточника 26 марта 2012. Проверено 8 января 2007.
90. ↑ Michaud, Peter. Gemini Captures Close Encounter of Jupiter's Red Spots, Gemini Observatory (July 20, 2006). Проверено 15 июня 2007.
91. ↑ ^{1 2} Diffusion Caused Jupiter's Red Spot Junior To Color Up. ScienceDaily (September 26, 2008). Архивировано из первоисточника 26 марта 2012. Проверено 16 октября 2008.
92. ↑ ^{1 2} Fountain, Henry On Jupiter, a Battle of the Red Spots, With the Baby Losing. The New York Times (July 22, 2008). Архивировано из первоисточника 26 марта 2012. Проверено 18 июня 2010.
93. ↑ Buckley, M. Storm Winds Blow in Jupiter’s Little Red Spot. Johns Hopkins Applied Physics Laboratory (May 20, 2008). Архивировано из первоисточника 26 марта 2012. Проверено 16 октября 2008.
94. ↑ Steigerwald , Bill Jupiter's Little Red Spot Growing Stronger. NASA Goddard Space Center (October 10, 2006). Архивировано из первоисточника 26 марта 2012. Проверено 16 октября 2008.
95. ↑ ^{1 2 3 4} Rogers, John H. The collision of the Little Red Spot and Great Red Spot: Part 2. British Astronomical Association (August 8, 2008). Архивировано из первоисточника 26 марта 2012. Проверено 29 ноября 2008.
96. ↑ Shiga, David Third red spot erupts on Jupiter. New Scientist (May 22, 2008). Архивировано из первоисточника 26 марта 2012. Проверено 23 мая 2008.
97. ↑ ^{1 2 3} Sanchez-Lavega et al. (2008), pp. 437—438
98. ↑ ^{1 2} Vasavada (2005), pp. 1983—1985
99. ↑ Baines et al. (2007), p. 226
100. ↑ McKim (1997)
101. ↑ Noll (1995), p. 1307
102. ↑ Rogers (1995), p. 6.
103. ↑ ^{1 2} Rogers (1995), p. 188
104. ↑ ^{1 2} Hockey, 1999, pp. 40-41.
105. ↑ Smith et al. (1979), pp. 951—972.
106. ↑ ^{1 2} Rogers (1995), pp. 224-5.
107. ↑ Rogers (1995), p. 226—227.
108. ↑ Rogers (1995), p. 226.
109. ↑ Rogers (1995), p. 225.
110. ↑ Beebe (1997), p. 43.

Цитируемые источники

• Atreya, S.K.; Wong, M.H.; Owen, T.C. et al. (1999). «A comparison of the atmospheres of Jupiter and Saturn: deep atmospheric composition, cloud structure, vertical mixing, and origin». Planetary and Space Science 47 (10-11): 1243–1262. DOI:10.1016/S0032-0633(99)00047-1. Bibcode: 1999P&SS...47.1243A.
• Atreya, S.K.; Mahaffy, P.R.; Niemann, H.B. et al. (2003). «Composition and origin of the atmosphere of Jupiter—an update, and implications for the extrasolar giant planets». Planetary and Space Science 51 (2): 105–112. DOI:10.1016/S0032-0633(02)00144-7. Bibcode: 2003P&SS...51..105A.
• Sushil K. Atreya и Ah-San Wong Coupled Clouds and Chemistry of the Giant Planets— A Case for Multiprobes (англ.) // Space Science Reviews. — Т. 116. — № 1-2. — С. 121-136. — DOI:10.1007/s11214-005-1951-5
• Atreya, S.K.; Wong, A.S.; Baines, K.H. et al. (2005). «Jupiter’s ammonia clouds—localized or ubiquitous?». Planetary and Space Science 53 (5): 498–507. DOI:10.1016/j.pss.2004.04.002. Bibcode: 2005P&SS...53..498A.
• Baines, K.H; Simon-Miller, A.A.; Orton, G.S. et al. (2007). «Polar Lightning and Decadal-Scale Cloud Variability on Jupiter». Science 318 (5848): 226–229. DOI:10.1126/science.1147912. PMID 17932285. Bibcode: 2007Sci...318..226B.
• Beatty, J.K. (2002). «Jupiter's Shrinking Red Spot». Sky and Telescope 103 (4): 24.
• Beebe R. Jupiter the Giant Planet. — 2nd. — Washington: Smithsonian Books, 1997. — ISBN 1-56098-685-9
• Bhardwaj, A.; Gladstone, G.R. (2000). «Auroral emissions of the giant planets». Reviews of Geophysics 38 (3): 295–353. DOI:10.1029/1998RG000046. Bibcode: 2000RvGeo..38..295B.
• Busse, F.H. (1976). «A simple model of convection in the Jovian atmosphere». Icarus 29 (2): 255–260. DOI:10.1016/0019-1035(76)90053-1. Bibcode: 1976Icar...29..255B.
• Thérèse Encrenaz ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt? (англ.) // Planetary and Space Science. — 2003. — В. 2. — Т. 51. — С. 89-103. — DOI:10.1016/S0032-0633(02)00145-9
• Fletcher, Leigh N. (2010). «Thermal structure and composition of Jupiter’s Great Red Spot from high-resolution thermal imaging» (pdf). Icarus 208 (1): 306–328. DOI:10.1016/j.icarus.2010.01.005. Bibcode: 2010Icar..208..306F.
• Go, C.Y. (2006). «Evolution Of The Oval Ba During 2004–2005». Bulletin of the American Astronomical Society 38: 495. Bibcode: 2006DPS....38.1102G.
• Guillot, T. (1999). «A comparison of the interiors of Jupiter and Saturn». Planetary and Space Science 47 (10-11): 1183–1200. DOI:10.1016/S0032-0633(99)00043-4. Bibcode: 1999P&SS...47.1183G.
• Hammel, H.B.; Lockwood, G.W.; Mills, J.R.; Barnet, C.D. (1995). «Hubble Space Telescope Imaging of Neptune's Cloud Structure in 1994». Science 268 (5218): 1740–1742. DOI:10.1126/science.268.5218.1740. PMID 17834994. Bibcode: 1995Sci...268.1740H.
• Heimpel, M.; Aurnou, J.; Wicht, J. (2005). «Simulation of equatorial and high-latitude jets on Jupiter in a deep convection model» (pdf). Nature 438 (7065): 193–196. DOI:10.1038/nature04208. PMID 16281029. Bibcode: 2005Natur.438..193H.
• Hockey T. Galileo's Planet: Observing Jupiter Before Photography. — Bristol, Philadelphia: Institute of Physics Publishing, 1999. — ISBN 0-7503-0448-0
• Ingersoll, A.P. (2004), "Dynamics of Jupiter’s Atmosphere", in Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B., Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Cambridge: Cambridge University Press, ISBN 0-521-81808-7, <http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/ingersolletal-2004.pdf> 

• Ingersoll, A.P.; Cuzzi, J.N. (1969). «Dynamics of Jupiter's cloud bands». Journal of the Atmospheric Sciences 26 (5): 981–985. DOI:10.1175/1520-0469(1969)026<0981:DOJCB>2.0.CO;2. Bibcode: 1969JAtS...26..981I.
• Irwin P. Giant Planets of Our Solar System. Atmospheres, Composition, and Structure. — Springer and Praxis, 2003. — ISBN 978-3-540-00681-7
• Kunde, V.G.; Flasar, F.M.; Jennings, D.E. et al. (2004). «Jupiter’s Atmospheric Composition from the Cassini Thermal Infrared Spectroscopy Experiment». Science 305 (5690): 1582–1586. DOI:10.1126/science.1100240. PMID 15319491. Bibcode: 2004Sci...305.1582K.
• Low, F.J. (1966). «Observations of Venus, Jupiter, and Saturn at λ20 μ». Astronomical Journal 71. DOI:10.1086/110110. Bibcode: 1966AJ.....71R.391L.
• McKim, R.J. (1997). «P. B. Molesworth's discovery of the great South Tropical Disturbance on Jupiter, 1901». Journal of the British Astronomical Association 107 (5): 239–245. Bibcode: 1997JBAA..107..239M.
• Miller, S.; Aylword, A.; Milliword, G. (2005). «Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: the Importance of Ion-Neutral Coupling». Space Science Reviews 116 (1-2): 319–343. DOI:10.1007/s11214-005-1960-4. Bibcode: 2005SSRv..116..319M.
• Noll, K.S.; McGrath, M.A.; Weaver, H.A.; Yelle, R.V.; Trafton, L.M.; Atreya, S.K.; Caldwell, J.J.; Barnet, C.; Edgington, S. (1995). «HST Spectroscopic Observations of Jupiter Following the Impact of Comet Shoemaker-Levy 9». Science 267 (5202): 1307–1313. DOI:10.1126/science.7871428. PMID 7871428. Bibcode: 1995Sci...267.1307N.
• J. C. Pearl, B. J. Conrath, R. A. Hanel, J. A. Pirraglia и A. Coustenis The albedo, effective temperature, and energy balance of Uranus, as determined from Voyager IRIS data (англ.) // Icarus. — 1990. — В. 1. — Т. 84. — С. 12-28. — DOI:10.1016/0019-1035(90)90155-3
• Reese, E.J. (1966). «Recent measures of the latitude and longitude of Jupiter's red spot». Icarus 5 (1–6): 266–273. DOI:10.1016/0019-1035(66)90036-4. Bibcode: 1966Icar....5..266R.
• Ridpath I. Norton's Star Atlas and Reference Handbook. — 19th. — Harlow: Addison Wesley Longman, 1998. — P. 107. — ISBN 0-582-35655-5
• Rogers J.H. The Giant Planet Jupiter. — Cambridge: Cambridge University Press, 1995. — ISBN 0-521-41008-8
• Rogers, J.H.; Metig, H.J. (2001). «Jupiter in 1998/99». Journal of the British Astronomical Association 111 (6): 321–332. Bibcode: 2001JBAA..111..321R.
• Rogers, J.H. (2003). «Jupiter in 1999/2000. II: Infrared wavelengths». Journal of the British Astronomical Association 113 (3): 136–140. Bibcode: 2003JBAA..113..136R.
• Rogers, J.H. (2008). «The accelerating circulation of Jupiter’s Great Red Spot». Journal of the British Astronomical Association 118 (1): 14–20. Bibcode: 2008JBAA..118...14R.
• Sanchez-Lavega, A.; Orton, G.S.; Morales R. et al. (2001). «The Merger of Two Giant Anticyclones in the Atmosphere of Jupiter». Icarus 149 (2): 491–495. DOI:10.1006/icar.2000.6548. Bibcode: 2001Icar..149..491S.
• Sanchez-Lavega, A.; Orton, G.S.; Hueso, S. et al. (2008). «Depth of the strong Jovian jet from a planetary scale disturbance driven by storms». Nature 451 (7177): 437–440. DOI:10.1038/nature06533. PMID 18216848. Bibcode: 2008Natur.451..437S.
• Seiff, A.; Kirk, D.B.; Knight, T.C.D. et al. (1998). «Thermal structure of Jupiter's atmosphere near the edge of a 5-μm hot spot in the north equatorial belt». Journal of Geophysical Research 103 (E10): 22857–22889. DOI:10.1029/98JE01766. Bibcode: 1998JGR...10322857S.
• Smith, B.A. (1979). «The Jupiter system through the eyes of Voyager 1». Science 204 (4396): 951–957, 960–972. DOI:10.1126/science.204.4396.951. PMID 17800430. Bibcode: 1979Sci...204..951S.
• Stone, P.H. (1974). «On Jupiter's Rate of Rotation» (pdf). Journal of Atmospheric Sciences 31 (5): 1471–1472. DOI:10.1175/1520-0469(1974)031<1471:OJROR>2.0.CO;2. Bibcode: 1974JAtS...31.1471S.
• Vasavada, A.R.; Showman, A. (2005). «Jovian atmospheric dynamics: An update after Galileo and Cassini». Reports on Progress in Physics 68 (8): 1935–1996. DOI:10.1088/0034-4885/68/8/R06. Bibcode: 2005RPPh...68.1935V.
• West R.A. Jovian Clouds and Haze // Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere / Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B.. — Cambridge: Cambridge University Press, 2004.
• Yelle, R.V. (2004), "Jupiter’s Thermosphere and Ionosphere", in Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B., Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Cambridge: Cambridge University Press, <http://www.lpl.arizona.edu/~yelle/eprints/Yelle04c.pdf> 

Литература

• [Numerous authors] The New Solar System / Beatty, Kelly J.; Peterson, Carolyn Collins; Chaiki, Andrew. — 4th. — Massachusetts: Sky Publishing Corporation, 1999. — ISBN 0-933346-86-7
• Peek Bertrand M. The Planet Jupiter: The Observer's Handbook. — Revised. — London: Faber and Faber Limited, 1981. — ISBN 0-571-18026-4
• Yang, Sarah. Researcher predicts global climate change on Jupiter as giant planet's spots disappear, UC Berkeley News (April 21, 2004). Проверено 14 июня 2007.
• Youssef, Ashraf; Marcus, Philip S. (2003). «The dynamics of jovian white ovals from formation to merger». Icarus 162 (1): 74–93. DOI:10.1016/S0019-1035(02)00060-X. Bibcode: 2003Icar..162...74Y.
• Williams, Gareth P. (1975). «Jupiter's atmospheric circulation.». Nature 257 (5529): 778. DOI:10.1038/257778a0. Bibcode: 1975Natur.257..778W.
• Williams, Gareth P. (1978). «Planetary Circulations: 1. Barotropic representation of Jovian and terrestrial turbulence». Journal of the Atmospheric Sciences 35 (8): 1399–1426. DOI:10.1175/1520-0469(1978)035<1399:PCBROJ>2.0.CO;2. Bibcode: 1978JAtS...35.1399W.
• Williams, Gareth P. (1985). «Jovian and comparative atmospheric modeling». Advances in Geophysics 28A: 381–429. Bibcode: 1985AdGeo..28..381W.
• Williams, Gareth P. (1997). «Planetary vortices and Jupiter's vertical structure». Journal of Geophysical Research 102 (E4): 9303–9308. DOI:10.1029/97JE00520. Bibcode: 1997JGR...102.9303W.
• Williams, Gareth P. (1996). «Jovian Dynamics. Part I: Vortex stability, structure, and genesis». Journal of the Atmospheric Sciences, 53 (18): 2685–2734.. DOI:10.1175/1520-0469(1996)053<2685:JDPVSS>2.0.CO;2. Bibcode: 1996JAtS...53.2685W.
• Williams, Gareth P. (2002). «Jovian Dynamics.Part II: The genesis and equilibration of vortex sets». Journal of the Atmospheric Sciences, 59 (8): 1356–1370. DOI:10.1175/1520-0469(2002)059<1356:JDPITG>2.0.CO;2. Bibcode: 2002JAtS...59.1356W.
• Williams, Gareth P. (2003). «Jovian Dynamics, Part III: Multiple, migrating, and equatorial jets». Journal of the Atmospheric Sciences, 60 (10): 1270–1296. DOI:10.1175/1520-0469(2003)60<1270:JDPIMM>2.0.CO;2. Bibcode: 2003JAtS...60.1270W.
• Williams, Gareth P. (2003). «Super Circulations». Bulletin of the American Meteorological Society 84 (9): 1190.
• Williams, Gareth P. (2003). «Barotropic instability and equatorial superrotation». Journal of the Atmospheric Sciences 60 (17): 2136–2152. DOI:10.1175/1520-0469(2003)060<2136:BIAES>2.0.CO;2. Bibcode: 2003JAtS...60.2136W.
• Williams, Gareth P. (2003). «Jet sets». Journal of the Meteorological Society of Japan 81 (3): 439–476. DOI:10.2151/jmsj.81.439.
• Williams, Gareth P. (2006). «Equatorial Superrotation and Barotropic Instability: Static Stability Variants.». Journal of the Atmospheric Sciences 63 (5): 1548–1557. DOI:10.1175/JAS3711.1. Bibcode: 2006JAtS...63.1548W.