Pressione atmosferica di Giove. L'atmosfera e la struttura interna di Giove. Il campo magnetico e gli anelli di Giove. Elementi orbitali e caratteristiche del moto
Esplorando Giove
© Vladimir Kalanov,
posto"Sapere è potere".
L'atmosfera di Giove
BKP e ovale bianco
Zona equatoriale
L'atmosfera di Giove è composta principalmente da idrogeno molecolare (76,1% in massa) ed elio (23,8% in massa). Metano (0,21%), ammoniaca, gas inerti e cristalli di ghiaccio d'acqua sono presenti in piccola quantità. Venti forti soffiano costantemente sulla superficie di Giove. Sulla Terra, chiameremmo uragano i venti con una velocità di 150 m / s, ma per Giove tali venti sono normali. È stato stabilito che nell'emisfero settentrionale di Giove, i flussi di vento atmosferico raggiungono i 600 km / h (questo è 166 m / s).
Non esiste un confine chiaro tra la superficie e l'atmosfera su Giove, così come su altri pianeti gassosi. Per determinare tale confine, gli astronomi hanno introdotto il concetto di "altezza zero" condizionale, in corrispondenza della quale il gradiente di temperatura cambia al contrario, ad es. la temperatura inizia il conto alla rovescia. L'atmosfera di Giove non è stata ancora sufficientemente studiata per determinare con precisione l'altitudine zero. Il livello di pressione di 1 nbar è considerato il limite superiore dell'atmosfera del pianeta. Durante la misurazione delle proprietà fisiche dell'atmosfera con la sonda Galileo, è stato utilizzato un punto di riferimento con una pressione di 1 atmosfera.
Secondo la sonda Galileo, la velocità del vento prima aumenta con la profondità e poi diventa costante. Ad un livello di pressione di 0,5 atm. la velocità del vento era di 90 m / s, raggiungeva i 170 m/s a 4 atm. e poi poco cambiata.
Velocità/direzione dei venti zonali su Giove a seconda della latitudine
Nella regione equatoriale di Giove, i venti soffiano in avanti, cioè. nel senso di rotazione del pianeta, ad una velocità di ca. 70-140 m/sec. Ma già a 15-18 gradi di latitudine nord e sud, la direzione dei flussi di gas si inverte, dove raggiunge una velocità di 50-60 m / s. Successivamente, le correnti atmosferiche delle direzioni avanti e indietro si cambiano più volte e la velocità del vento in esse diminuisce con l'aumentare della latitudine. Alle latitudini polari, la velocità del vento zonale è prossima allo zero.
È stato stabilito che ci sono tre strati di nubi nell'atmosfera di Giove. Sopra ci sono nuvole di ammoniaca congelata, sotto ci sono cristalli di ammonio idrogeno solforato e metano, e nello strato più basso c'è ghiaccio d'acqua e, possibilmente, acqua liquida.
L'atmosfera di Giove è altamente elettricamente attiva. I temporali ci tuonano continuamente. I fulmini raggiungono lunghezze di 1000 km e anche di più. I fulmini lunghi 50 km nell'atmosfera terrestre sono molto rari.
Lampi nell'atmosfera di Giove. Un'istantanea del lato notturno del pianeta.
Secondo i concetti moderni, lo strato esterno di Giove è 0,15 del raggio del pianeta, cioè circa 10.000 km di gas (una miscela di idrogeno ed elio). Dietro questo strato c'è uno strato di idrogeno molecolare liquido (una miscela di idrogeno liquido ed elio). Lo spessore di questo strato è circa 0,75 del raggio del pianeta, cioè circa 54mila km. la temperatura dell'idrogeno liquido in questo strato raggiunge i 2000 ° C. Inoltre, a una profondità fino a 0,9 del raggio del pianeta (circa 65 mila km), l'idrogeno è allo stato metallico solido con una densità di 11 (g / cm³) e una temperatura di 20.000 ° C. La pressione in questa zona raggiunge i 5 milioni di atmosfere terrestri.
Il nucleo di Giove è una solida formazione di silicato di ferro e rocce rocciose. Il raggio del nucleo può variare da 0,1 a 0,15 del raggio del pianeta e la sua massa è circa il 4% della massa totale di Giove.
L'idrogeno metallico è inteso come il suo stato di aggregazione quando, sotto una pressione di diversi milioni di atmosfere terrestri, gli elettroni degli atomi di idrogeno perdono il loro legame con i protoni e si muovono liberamente all'interno della sostanza circostante. Gli elettroni nei metalli si comportano in modo simile.
Situato a un'enorme distanza dal Sole, Giove riceve 27 volte meno calore solare della Terra. Le misurazioni effettuate dalla Terra e le sonde automatiche hanno dimostrato che l'energia infrarossa di Giove è circa 1,5 volte superiore all'energia termica ricevuta dal pianeta dal lontano Sole. Ciò significa che Giove ha riserve interne di calore. Si ritiene che queste riserve di energia termica siano residue dalla formazione del pianeta. Non ha senso indovinare quali valori può raggiungere la temperatura all'interno di Giove, anche se alcuni autori chiamano un possibile livello da 23.000 ° C a 100.000 ° C.
La superficie di Giove si riscalda male a causa della bassa conduttività termica delle sostanze che compongono gli strati interni del pianeta. Pertanto, sulla superficie di Giove regna un terribile freddo - fino a meno 150 ° C. Allo stesso tempo, l'effetto della fonte interna di calore su Giove si manifesta nel fatto che cicloni e anticicloni imperversano costantemente nella sua atmosfera, forti venti soffiano continuamente da ovest a est, quindi da est a ovest. Per tali manifestazioni di attività atmosferica, l'energia termica ricevuta da Giove dal Sole sarebbe del tutto insufficiente. Ciò è confermato dai calcoli meteorologici.
Il campo magnetico di Giove
Fino al 1979, gli scienziati non disponevano di dati sulla presenza o assenza di campo magnetico vicino a Giove. A partire dal informazioni scientifiche ricevuto nel marzo 1979 dalla stazione interplanetaria automatica Viaggiatore 1, e poi da AMC "Odisseo", è diventato chiaro che Giove ha il campo magnetico più forte. Secondo alcune stime, l'intensità del campo magnetico su Giove è quasi 50 volte superiore a quella sulla Terra. L'asse magnetico è inclinato di 10,2 ± 0,6° rispetto all'asse di rotazione di Giove. I poli magnetici di Giove sono invertiti rispetto ai poli del pianeta. Pertanto, la freccia della bussola su Giove indicherebbe il sud con la sua estremità settentrionale. Si presume che il campo magnetico su Giove generi un campo altamente conduttivo elettricità idrogeno metallico dovuto alla rapida rotazione del pianeta.
L'audacia di questa ipotesi è che nessuno sulla terra ha mai visto l'idrogeno metallico e, di conseguenza, nessuno ha studiato le proprietà di questa sostanza, in generale, ipotetica. Ma in questo caso, la fantasia degli scienziati coincide con la realtà: dopotutto, il campo magnetico di Giove esiste davvero.
Il campo magnetico di Giove si estende per un'enorme distanza dal pianeta, non meno di un centinaio di raggi di Giove, vale a dire. raggiunge Saturno. Se la magnetosfera di Giove potesse essere vista dalla superficie della Terra, allora le sue dimensioni angolari supererebbero le dimensioni della Luna piena, visibile dalla Terra.
Il campo magnetico di Giove crea potenti cinture di radiazioni attorno al pianeta, ad es. aree piene di particelle cariche. Le cinture di radiazioni di Giove in termini di intensità di radiazione sono 40 mila volte superiori alle cinture di radiazioni della Terra.
Il modello della magnetosfera di Giove
La presenza di particelle cariche nella magnetosfera di Giove è la causa delle aurore che sorgono nell'atmosfera delle alte latitudini di entrambi gli emisferi del pianeta. Le aurore su Giove sono molto intense e si possono osservare anche dalla Terra.
Allo stesso tempo, è stata stabilita la presenza di un anello di plasma attorno a Giove, ad es. zone in cui le particelle cariche sono assenti. L'esistenza del plasma è spiegata dalla possibile ionizzazione sotto l'influenza della radiazione solare delle espulsioni dei vulcani che agiscono sul satellite di Io.
Gli anelli di Giove
Nel 1979, sonde Viaggiatore 1 e Viaggiatore 2 aprì gli anelli che circondavano Giove. Il sistema di questi anelli è costituito da due anelli esterni e un anello interno. Gli anelli si trovano nel piano equatoriale di Giove e si trovano a una distanza di 55.000 km dall'alta atmosfera. Gli anelli sono piccoli frammenti rocciosi, polvere e pezzi di ghiaccio che ruotano intorno al pianeta. La riflettività della maggior parte del materiale degli anelli è bassa, quindi è estremamente difficile notare gli anelli dalla Terra. Questa è la differenza tra gli anelli di Giove e gli anelli di un altro gigante gassoso - Saturno, che riflettono bene luce del sole e sono disponibile per l'osservazione. La parte più brillante e più evidente degli anelli di Giove è larga circa 6400 km (più precisamente profonda) e spessa fino a 30 km. Dal punto di vista della meccanica celeste, gli anelli di Giove sono centinaia di migliaia di piccoli e piccoli satelliti orbitanti attorno a questo pianeta. Ma la scienza astronomica, ovviamente, non considera come satelliti piccoli pezzi di pietra, pezzi di ghiaccio e altri detriti spaziali che ruotano attorno a ciascun pianeta.
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Il tuo lavoro è disabilitato JavaScript... Attiva gli script nel tuo browser e vedrai tutte le funzionalità del sito!L'atmosfera di Giove è caratterizzata da venti ad alta velocità che soffiano all'interno di ampie bande parallele all'equatore del pianeta, e in bande adiacenti su Giove, i venti sono diretti in direzioni opposte. I venti su Giove raggiungono velocità di 500 km/h. L'atmosfera di Giove crea una pressione tremenda che aumenta man mano che si avvicina al centro del pianeta. Lo strato più lontano dal nucleo è costituito principalmente da idrogeno molecolare ordinario ed elio, che si trovano in stato liquido all'interno e si trasformano gradualmente in gas all'esterno. Ci sono bande su Giove, limitate in latitudine, all'interno delle quali i venti soffiano a velocità molto elevate, e le loro direzioni sono opposte nelle bande adiacenti. La leggera differenza nella composizione chimica e nella temperatura tra queste aree è sufficiente perché appaiano come striature colorate. Le strisce chiare sono chiamate zone, le strisce scure sono chiamate cinture. L'atmosfera di Giove è molto turbolenta. I colori brillanti visibili nelle nubi di Giove sono il risultato di varie reazioni chimiche di elementi presenti nell'atmosfera, forse incluso lo zolfo, che può produrre un'ampia gamma di colori, ma i dettagli non sono ancora noti.
Lune di Giove
All'inizio del terzo millennio, Giove ha 28 satelliti conosciuti. Quattro di loro sono grandi e pesanti. Si muovono in orbite quasi circolari nel piano dell'equatore del pianeta. I 20 satelliti esterni sono così lontani dal pianeta che sono invisibili dalla sua superficie ad occhio nudo, e Giove nel cielo del più lontano di loro sembra più piccolo della Luna. Un certo numero di piccoli satelliti si muovono su orbite quasi identiche. Sono tutti i resti delle lune più grandi di Giove, distrutte dalla sua gravità. I satelliti esterni di Giove potrebbero essere stati catturati dal campo gravitazionale del pianeta: ruotano tutti intorno a Giove in direzione opposta.
la luna di Giove io
Orbita = 422.000 km da Giove Diametro = 3630 km Massa = 8,93 * 1022 kg
Io è la terza luna più grande e più vicina a Giove. Io è leggermente più grande della Luna A differenza della maggior parte dei satelliti del sistema solare esterno, Io ed Europa hanno una composizione simile ai pianeti terrestri, principalmente in presenza di rocce silicatiche. Io ha un nucleo di ferro con un raggio di 900 km. La superficie di Io è radicalmente diversa dalla superficie di qualsiasi altro corpo Sistema solare... Su Io sono stati trovati pochissimi crateri, quindi la sua superficie è molto giovane. Il materiale che erutta dai vulcani di Io è una qualche forma di zolfo o anidride solforosa. Le eruzioni vulcaniche stanno cambiando rapidamente. Io probabilmente ottiene il potere per tutta questa attività dalle interazioni di marea con Europa, Ganimede e Giove. Io attraversa le linee del campo magnetico di Giove, generando una corrente elettrica. Io può avere un proprio campo magnetico, come Ganimede. Io ha un'atmosfera molto sottile di anidride solforosa e molti altri gas. A differenza di altre lune di Giove, Io ha pochissima o nessuna acqua. Io ha un solido nucleo metallico circondato da un mantello roccioso come la Terra. La forma di Io è fortemente distorta sotto l'influenza di Giove. Io ha una forma costantemente ovale a causa della rotazione di Giove e dell'influenza delle maree.
Il quinto e più grande pianeta del sistema solare, conosciuto fin dall'antichità, è Giove. Il gigante gassoso è stato chiamato in onore dell'antico dio romano Giove, simile a Zeus il Tonante tra i greci. Giove si trova dietro la fascia degli asteroidi ed è costituito quasi interamente da gas, principalmente idrogeno ed elio. La massa di Giove è così grande (M = 1,9 ∙ 1027 kg) che è quasi 2,5 volte la massa di tutti i pianeti del sistema solare presi insieme. Intorno all'asse, Giove ruota a una velocità di 9 ore 55 minuti e la sua velocità orbitale è di 13 km / s. Il periodo siderale (il periodo di rotazione nella sua orbita) è di 11,87 anni.
In termini di grado di illuminazione, a parte il Sole, Giove è secondo solo a Venere, quindi è un ottimo oggetto per l'osservazione. Brilla di luce bianca con un'albedo di 0, 52. Con il bel tempo, anche con un semplice telescopio, puoi vedere non solo il pianeta stesso, ma anche i quattro satelliti più grandi.
La formazione del Sole e di altri pianeti è iniziata miliardi di anni fa da una comune nube di gas e polvere. Quindi Giove ha i 2/3 della massa della massa di tutti i pianeti del sistema solare. Ma poiché il pianeta è 80 volte più leggero della stella più piccola, le reazioni termonucleari non sono mai iniziate. Tuttavia, il pianeta emette 1,5 volte più energia di quella che riceve dal Sole. La sua stessa fonte di calore è associata principalmente ai decadimenti radioattivi di energia e materia rilasciati durante il processo di compressione. Il fatto è che Giove non è un pianeta solido, ma gassoso. Pertanto, la velocità di rotazione a diverse latitudini non è la stessa. Vicino ai poli, il pianeta ha una forte compressione, a causa della sua rapida rotazione attorno al suo asse. La velocità del vento supera i 600 km/h.
La scienza moderna ritiene che la massa del nucleo di Giove al momento sia 10 masse terrestri, o il 4% della massa totale del pianeta, e la dimensione sia 1,5 del suo diametro. È roccioso con tracce di ghiaccio.
La composizione dell'atmosfera di Giove è l'89,8% di idrogeno (H2) e il 10% di elio (He). Meno dell'1% sono metano, ammonio, etano, acqua e altri componenti. Sotto questa corona, il pianeta gigante ha 3 strati di nuvole. Lo strato superiore è ammoniaca congelata con una pressione di circa 1 atm., Nello strato intermedio ci sono cristalli di metano e ammonio e lo strato inferiore è costituito da ghiaccio d'acqua o dalle più piccole gocce d'acqua liquide. Il colore arancione dell'atmosfera di Giove deriva da una combinazione di zolfo e fosforo. Contiene acetilene e ammoniaca, quindi una tale composizione dell'atmosfera è dannosa per le persone.
Le strisce che si estendono lungo l'equatore di Giove sono note a tutti da molto tempo. Ma nessuno poteva ancora spiegare chiaramente la loro origine. La teoria principale era la teoria della convezione: l'abbassamento dei gas più freddi in superficie e l'aumento di quelli più caldi. Ma nel 2010 è stato suggerito che i satelliti (lune) di Giove stessero influenzando la formazione delle strisce. Presumibilmente, per la loro attrazione, hanno formato dei "pilastri" di sostanze, che ruotano anche loro e sono visibili come strisce. La teoria è stata confermata in condizioni di laboratorio, sperimentalmente, e ora sembra molto probabile.
Forse l'osservazione più misteriosa e lunga descritta nelle caratteristiche del pianeta è la famosa Grande Macchia Rossa su Giove. È stato scoperto da Robert Hooke nel 1664, quindi è stato osservato per quasi 350 anni. È un'entità enorme che cambia costantemente di dimensioni. Molto probabilmente, questo è un vortice atmosferico gigante di lunga durata, le sue dimensioni sono 15x30 mila km, per confronto: il diametro della Terra è di circa 12,6 mila km.
Il campo magnetico di Giove
Il campo magnetico di Giove è così grande che va anche oltre l'orbita di Saturno ed è di circa 650.000.000 di km. Supera quasi 12 volte la terra e l'inclinazione dell'asse magnetico è di 11° rispetto all'asse di rotazione. L'idrogeno metallico, presente nelle viscere del pianeta, spiega la presenza di un campo magnetico così potente. È un ottimo conduttore e, ruotando a grande velocità, forma campi magnetici. Giove, come la Terra, ha anche 2 poli magnetici invertiti. Ma l'ago della bussola su un gigante gassoso punta sempre a sud.
Oggi, nella descrizione di Giove, puoi trovare circa 70 satelliti, anche se presumibilmente ce ne sono un centinaio. Le prime e più grandi lune di Giove - Io, Europa, Ganimede e Callisto - furono scoperte da Galileo Galilei nel 1610.
Il satellite Europa attira la maggior parte dell'attenzione degli scienziati. Quando possibile l'esistenza della vita, segue il satellite di Saturno - Encelado e passa in secondo piano. Credono che ci possa essere vita su di esso. Prima di tutto, a causa della presenza di un oceano subglaciale profondo (fino a 90 km), il cui volume supera persino l'oceano terrestre!
Ganimede è semplicemente il satellite più grande del sistema solare. Finora, l'interesse per la sua struttura e le sue caratteristiche è minimo.
Io è un satellite vulcanicamente attivo, la maggior parte della sua superficie è ricoperta da vulcani e inondata di lava.
Presumibilmente, anche il satellite Callisto ha un oceano. Molto probabilmente si trova sotto la superficie, come dimostra il suo campo magnetico.
La densità dei satelliti di gallio è determinata dalla loro distanza dal pianeta. Ad esempio: la densità del più lontano dei grandi satelliti - Callisto p = 1,83 g / cm³, quindi man mano che si avvicina, la densità aumenta: per Ganimede p = 1,94 g / cm³, per Europa p = 2,99 g / cm³, per Io p = 3,53 g/cm³. Tutti i grandi satelliti affrontano sempre Giove con un lato e ruotano in modo sincrono.
Il resto è stato scoperto molto più tardi. Alcuni di essi ruotano in senso opposto, rispetto alla maggioranza, e rappresentano dei corpi meteoritici di varia forma.
Caratteristiche di Giove
Massa: 1,9 * 1027 kg (318 volte la massa della Terra)
Diametro all'equatore: 142.984 km (11,3 volte il diametro della Terra)
Diametro del palo: 133708 km
Inclinazione dell'asse: 3,1 °
Densità: 1,33 g/cm3
Temperatura dello strato superiore: circa -160 ° C
Periodo orbitale (giorni): 9,93 h
Distanza dal Sole (media): 5.203 AU. e. o 778 milioni di km
Periodo orbitale del Sole (anno): 11,86 anni
Velocità orbitale: 13,1 km/s
Eccentricità orbitale: e = 0,049
Inclinazione orbitale rispetto all'eclittica: i = 1 °
Accelerazione caduta libera: 24,8 m / s2
Satelliti: ci sono 70 pezzi
Nella sua composizione, l'atmosfera di Giove è vicina al Sole, il pianeta è anche chiamato "stella mancata", ma la sua massa è troppo piccola per il verificarsi di reazioni termonucleari che forniscono l'energia dei luminari.
La maggior parte del volume - 89% - è idrogeno, l'elio è 10% e l'ultima percentuale è divisa tra loro per vapore acqueo, metano, acetilene, ammoniaca, idrogeno solforato e fosforo. Il pianeta è costituito dalle stesse sostanze del suo involucro di gas: non c'è una chiara distinzione tra la superficie e l'atmosfera. A un certo livello, sotto l'influenza di una pressione colossale, l'idrogeno si trasforma in uno stato liquido e forma un oceano globale. Se visti dalla Terra, osserviamo solo l'atmosfera superiore. I composti di zolfo e fosforo gli conferiscono una tonalità arancione. Le variazioni nella saturazione del colore delle nuvole confermano le differenze nella composizione atmosferica.
Strati dell'atmosfera
La scomposizione degli strati atmosferici si basa su indicatori di temperatura e pressione. A livello della superficie, dove la pressione è di 1 bar, c'è la troposfera. È qui che i flussi d'aria in movimento formano zone e cinture, la temperatura viene mantenuta a -110 gradi Celsius.
Salendo, gli indicatori di temperatura aumentano e nella termosfera raggiungono i 725 gradi e la pressione diminuisce. In questa zona appare un'aurora luminosa, visibile dalla Terra.
Circolazione d'aria
Il movimento dell'atmosfera di Giove è determinato da due fattori: l'elevata velocità di rotazione attorno all'asse, che è di 10 ore, e le correnti ascendenti derivanti dal rilascio di calore interno. Strisce alternate di zone e cinture si allineano parallelamente all'equatore. I venti locali cambiano velocità e direzione con l'aumentare della latitudine. All'equatore, le masse d'aria si muovono a velocità fino a 140 m / se compiono una rivoluzione giornaliera 5 minuti più velocemente delle regioni temperate. Ai poli, i venti si placano.
Le zone sorgono a causa di correnti ascensionali. Qui si osserva un aumento della pressione e i cristalli di ammoniaca congelati danno un colore chiaro alle nuvole. Le letture di temperatura delle zone sono inferiori e la superficie apparente è superiore a quelle delle zone, che sono correnti discendenti. Il colore scuro dello strato di nubi inferiore è formato da cristalli marroni di idrosolfuro di ammonio. Il traffico in tutte le corsie è stabile e non cambia direzione. Quando zone e fasce entrano in contatto, insorgono forti turbolenze che danno luogo a potenti vortici.
Grande Macchia Rossa (BCP)
Per 300 anni, gli astronomi hanno osservato un fenomeno unico: un uragano più grande della Terra. Le zone esterne della Grande Macchia Rossa creano un caotico turbinio di nuvole, ma più vicino al centro il movimento rallenta. La temperatura di formazione è inferiore a quella di altre zone. Si muove ad una velocità di 360 km/h in senso antiorario, compie un giro completo intorno al pianeta in 6 giorni. In un secolo i confini dell'anticiclone si sono dimezzati. Il BKP fu notato nel 1665 da G. Cassini, ma il momento della sua comparsa non è stato stabilito, quindi l'età dell'uragano potrebbe essere più antica di quanto generalmente si creda.
Ricerca
La prima navicella spaziale visitata da Giove è stata Pioneer 10 nel 1971. Ha trasmesso immagini del pianeta e dei satelliti, misurato gli indicatori del campo magnetico. La strumentazione della sonda ha rilevato una radiazione significativa dal calore interno di Giove. Il volo Voyager 1 ha fornito diverse migliaia di immagini di alta qualità del gigante gassoso, informazioni sulle regioni superiori dell'atmosfera.
Il maggior contributo allo studio di Giove è stato dato dalla missione Galileo, durata 8 anni. La discesa dell'apparato ha fornito informazioni sugli strati interni dell'atmosfera. Abbiamo trovato aree "secche" dove il contenuto di acqua è 100 volte inferiore al solito, "punti caldi" formati da una sottile chiazza di nuvole e abbiamo analizzato i componenti chimici. Le migliori foto del pianeta sono state scattate da "Cassini", grazie a loro è stata compilata una mappa dettagliata.
Fatti e misteri
Giove è stato osservato fin dall'antichità, ma è ancora pieno di misteri. Non per niente il pianeta più significativo del sistema solare ha ricevuto il nome del dio supremo di Roma. La sua massa è 2 volte superiore a quella di tutti gli altri pianeti messi insieme. Il gigante gassoso ruota più velocemente attorno al suo asse, ha il campo magnetico più potente, il suo grandioso uragano BKP è osservato dalla Terra e i fulmini possono raggiungere i 1000 km. Il colore e la natura del lungo anticiclone non hanno spiegazione, come molti fatti conosciuti su Giove.
Uno dei costanti argomenti di discussione è la possibilità della comparsa della vita nell'atmosfera del pianeta. Le scariche elettriche più potenti e gli indicatori di temperatura moderata possono contribuire alla formazione di composti organici complessi sotto un denso strato di nubi, ma lo stato liquido della superficie e il contenuto minimo di acqua escludono la presenza di forme di vita conosciute.
A differenza della Terra, l'atmosfera di Giove non ha una mesosfera. Giove non ha una superficie solida e il livello più basso dell'atmosfera - la troposfera - passa dolcemente nell'oceano di idrogeno del mantello. Non ci sono confini chiari tra liquido e gas, perché la temperatura e la pressione a questo livello sono molto più alte dei punti critici per l'idrogeno e l'elio. L'idrogeno diventa supercritico a circa 12 bar.
Troposfera - include un complesso sistema di nuvole e nebbie, con strati di ammoniaca, idrosolfuro di ammonio e acqua. Le nubi di ammoniaca superiori viste sulla "superficie" di Giove sono organizzate in numerose bande parallele all'equatore e delimitate da forti correnti atmosferiche zonali (venti) note come "pennacchi". Le strisce hanno colori diversi: le strisce più scure sono solitamente chiamate "cinture" e quelle più chiare sono chiamate "zone". Le zone sono aree di correnti ascensionali che hanno una temperatura inferiore rispetto ai nastri - aree di correnti discendenti.
L'origine della struttura delle strisce e dei getti non è nota in modo affidabile; sono stati proposti due modelli di questa struttura. Il modello di superficie presuppone che si tratti di fenomeni di superficie su regioni interne stabili. Il modello profondo presuppone che le strisce e i getti siano manifestazioni superficiali della circolazione profonda nel mantello di Giove, che consiste in idrogeno molecolare ed è organizzato sotto forma di un sistema di cilindri.
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I primi tentativi di spiegare la dinamica dell'atmosfera di Giove risalgono agli anni '60. Si basavano in parte sulla meteorologia terrestre, ben sviluppata all'epoca. Si presumeva che le correnti atmosferiche su Giove derivassero dalla turbolenza, che a sua volta è supportata dalla convezione umida nello strato esterno dell'atmosfera (sopra le nuvole). La convezione umida è un fenomeno associato alla condensazione e all'evaporazione dell'acqua, è uno dei principali fenomeni che influenzano la formazione del clima terrestre. L'aspetto dei flussi in questo modello è associato alla ben nota proprietà della turbolenza bidimensionale - la cosiddetta cascata inversa, in cui piccole strutture turbolente (vortici) si fondono e formano vortici più grandi. A causa della dimensione finita del pianeta, tali strutture non possono crescere più di una certa scala caratteristica, per Giove è chiamata scala del Reno. Ciò è dovuto all'influenza delle onde di Rossby. Il meccanismo è il seguente: quando la struttura turbolenta più grande raggiunge una certa dimensione, l'energia inizia a fluire nelle onde di Rossby e non in una struttura più grande, la cascata inversa si interrompe. Su un pianeta sferico in rapida rotazione, la relazione di dispersione per le onde di Rossby è anisotropa; pertanto, la scala di Reines nella direzione dei paralleli è maggiore che nella direzione dei meridiani. Di conseguenza, si formano strutture su larga scala che si allungano parallelamente all'equatore. La loro estensione meridionale sembra essere la stessa della larghezza effettiva dei corsi d'acqua. Pertanto, nei modelli vicini alla superficie, i vortici trasferiscono energia ai flussi e quindi dovrebbero scomparire. |
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Modelli vicini alla superficie dell'atmosfera di Giove |
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Il primo modello di profondità è stato proposto da Busse nel 1976. Si basa sul noto teorema di Taylor-Prudman in idrodinamica, che è il seguente: in qualsiasi fluido ideale barotropico in rapida rotazione, i flussi sono organizzati in una serie di cilindri paralleli all'asse di rotazione. Le condizioni del teorema sono probabilmente soddisfatte nelle condizioni dell'interno di Giove. Pertanto, il mantello di idrogeno di Giove può benissimo essere suddiviso in molti cilindri, in ognuno dei quali la circolazione è indipendente. A quelle latitudini in cui i confini esterni ed interni dei cilindri si intersecano con la superficie visibile del pianeta, si formano flussi e i cilindri stessi sono visibili come zone e cinture. |
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Modelli profondi dell'atmosfera di Giove |
Vari fenomeni attivi si verificano nell'atmosfera di Giove, come instabilità di strisce, vortici (cicloni e anticicloni), tempeste e fulmini. I vortici appaiono come grandi macchie rosse, bianche e marroni (ovali). I due punti più grandi, il Great Red Spot (BCP) e l'ovale BA, hanno una tinta rossastra. Loro, come la maggior parte delle altre grandi macchie solari, sono anticicloni. I piccoli anticicloni sono generalmente bianchi. Si presume che la profondità dei vortici non superi diverse centinaia di chilometri.
Situato nell'emisfero australe, il BKP è il più grande vortice conosciuto nel sistema solare. Questo vortice potrebbe ospitare diversi pianeti delle dimensioni della Terra ed esiste da almeno 350 anni. Oval BA, che si trova a sud del BKP e tre volte più piccolo di quest'ultimo, è una macchia rossa formatasi nel 2000 quando tre ovali bianchi si sono fusi.
Forti temporali con temporali imperversano costantemente su Giove. Un temporale è il risultato della convezione umida nell'atmosfera associata all'evaporazione e alla condensazione dell'acqua. Queste sono aree di forte movimento dell'aria verso l'alto, che porta alla formazione di nuvole luminose e dense. Le tempeste si formano principalmente nelle regioni della cintura. I fulmini su Giove sono molto più forti che sulla Terra, ma ce ne sono meno, quindi il livello medio di attività temporalesca è vicino a quello terrestre.
Informazioni sullo stato dell'alta atmosfera sono state ottenute dalla sonda Galileo durante la sua discesa nell'atmosfera di Giove.
Poiché il limite inferiore dell'atmosfera non è noto esattamente, un livello di pressione di 10 bar, 90 km al di sotto della pressione di 1 bar, con una temperatura di circa 340 K, è considerato la base della troposfera. Nella letteratura scientifica viene solitamente scelto un livello di pressione di 1 bar come punto zero per le altezze della "superficie" di Giove. Come sulla Terra, il livello superiore dell'atmosfera - l'esosfera - non ha un confine chiaramente definito. La sua densità diminuisce gradualmente e l'esosfera passa dolcemente nello spazio interplanetario a circa 5000 km dalla "superficie".
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Secondo i dati della sonda spaziale Juno, gli strati di nuvole sono più profondi del previsto, comprese le pesanti nuvole di ammoniaca. Piuttosto che essere confinata nelle cime delle nuvole, l'ammoniaca sembra essere concentrata molto più in profondità, a una profondità di 350 chilometri. La firma dell'ammoniaca è registrata tra le nuvole di superficie (che iniziano a una profondità di 100 km) e la regione convettiva (500 km). |
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L'atmosfera di Giove |
Le variazioni verticali di temperatura nell'atmosfera gioviana sono simili a quelle sulla Terra. La temperatura della troposfera diminuisce con l'altezza fino a raggiungere un minimo chiamato tropopausa, che è il confine tra la troposfera e la stratosfera. Su Giove, la tropopausa è a circa 50 km sopra le nuvole visibili (o un livello di 1 bar), dove la pressione e la temperatura sono vicine a 0,1 bar e 110 K. circa 320 km e 1 μbar. Nella termosfera, la temperatura continua a salire, raggiungendo infine i 1000 K a circa 1000 km di altitudine e ad una pressione di 1 nanobar.
La troposfera di Giove è caratterizzata da una complessa struttura nuvolosa. Le nubi superiori, situate a un livello di pressione di 0,6-0,9 bar, sono composte da ghiaccio ammoniacale. Si presume che vi sia uno strato di nubi inferiore costituito da idrosolfuro di ammonio (o solfuro di ammonio) (tra 1-2 bar) e acqua (3-7 bar). Queste non sono sicuramente nuvole di metano, poiché la temperatura è troppo alta perché si condensi. Le nuvole d'acqua formano lo strato di nubi più denso e hanno una forte influenza sulla dinamica dell'atmosfera. Questo è il risultato dell'elevato calore di condensazione dell'acqua e del suo contenuto più elevato nell'atmosfera rispetto all'ammoniaca e all'acido solfidrico (l'ossigeno è un elemento chimico più comune dell'azoto o dello zolfo).
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Un esempio di nuvole di ammoniaca su Giove
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L'atmosfera di Giove |
Diversi strati di nebbia troposferica (200-500 mbar) e stratosferica (10-100 mbar) si trovano sopra lo strato di nubi principale. Questi ultimi sono costituiti da idrocarburi policiclici aromatici pesanti condensati o idrazina, che si formano nella stratosfera (1-100 μbar) sotto l'influenza della radiazione ultravioletta solare su metano o ammoniaca. L'abbondanza di metano rispetto all'idrogeno molecolare nella stratosfera è di 10 -4, mentre il rapporto di altri idrocarburi, come etano e acetilene, rispetto all'idrogeno molecolare è di circa 10 -6.
La termosfera di Giove si trova a un livello di pressione inferiore a 1 μbar ed è caratterizzata da fenomeni come il bagliore atmosferico, l'aurora e i raggi X. All'interno di questo livello dell'atmosfera, un aumento della densità di elettroni e ioni forma la ionosfera. Le ragioni della prevalenza delle alte temperature (800-1000 K) nell'atmosfera non sono state completamente spiegate; i modelli attuali non forniscono temperature superiori a 400 K. Ciò può essere dovuto all'assorbimento di radiazioni solari ad alta energia (ultravioletti o raggi X), al riscaldamento di particelle cariche dall'accelerazione nella magnetosfera di Giove o alla diffusione di onde gravitazionali che si propagano verso l'alto .
A basse latitudini e poli, la termosfera e l'esosfera sono sorgenti di radiazioni a raggi X, osservate per la prima volta dall'Osservatorio Einstein nel 1983. Le particelle energetiche della magnetosfera di Giove sono responsabili degli ovali luminosi delle aurore che circondano i poli. A differenza delle controparti terrestri, che appaiono solo durante le tempeste magnetiche, le aurore sono costantemente osservate nell'atmosfera di Giove. La termosfera di Giove è l'unico luogo al di fuori della Terra in cui è stato rilevato uno ione triatomico (H 3 +). Questo ione provoca una forte emissione nella parte del medio infrarosso dello spettro a lunghezze d'onda comprese tra 3 e 5 micron e agisce come il principale dispositivo di raffreddamento della termosfera.
Composizione chimica
L'atmosfera di Giove è stata studiata in modo più completo rispetto ad altre atmosfere di giganti gassosi, poiché è stata sondata direttamente dalla navicella spaziale di discesa Galileo, che è stata lanciata nell'atmosfera di Giove il 7 dicembre 1995. Anche fonti di informazione sono le osservazioni dell'Infrared Space Observatory (ISO), le sonde interplanetarie Galileo e Cassini, nonché le osservazioni a terra.
Il guscio di gas che circonda Giove è composto prevalentemente da idrogeno molecolare ed elio. La quantità relativa di elio è 0,157 ± 0,0036 in relazione all'idrogeno molecolare in termini di numero di molecole e la sua frazione di massa, 0,234 ± 0,005, non è molto inferiore al valore primario nel sistema solare. La ragione di ciò non è del tutto chiara, ma, essendo più denso dell'idrogeno, la maggior parte dell'elio può condensarsi nel nucleo di Giove. L'atmosfera contiene anche molti composti semplici, come acqua, metano (CH 4), acido solfidrico (H 2 S), ammoniaca (NH 3) e fosfina (PH 3). La loro relativa abbondanza nella troposfera profonda (sotto i 10 bar) implica che l'atmosfera di Giove sia 3-4 volte più ricca di carbonio, azoto, zolfo e forse ossigeno rispetto al Sole. Il numero di gas nobili come argon, krypton e xeno supera quello del Sole (vedi tabella), mentre il neon è nettamente inferiore. Altri composti chimici, arsina (AsH 3) e germano (GeH 4), sono presenti solo in tracce. L'atmosfera superiore di Giove contiene piccole quantità relative di idrocarburi semplici: etano, acetilene e diacetilene, che sono formati dalla radiazione ultravioletta solare e dalle particelle cariche provenienti dalla magnetosfera di Giove. Si pensa che l'anidride carbonica, il monossido di carbonio e l'acqua nell'alta atmosfera siano dovuti a collisioni con l'atmosfera di Giove da parte di comete come Shoemaker-Levy 9. L'acqua non può provenire dalla troposfera perché la tropopausa, che agisce come una trappola fredda, impedisce efficacemente l'innalzamento dell'acqua al livello della stratosfera.
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Elemento |
Il Sole |
Giove / Sole |
3,6 ± 0,5 (8 bar) |
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0,033 ± 0,015 (12 bar) |
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Prevalenza degli elementi nel rapporto |
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Atteggiamento |
Il Sole |
Giove / Sole |
0,0108 ± 0,0005 |
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2,3 ± 0,3 * 10 -3 |
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1,5 ± 0,3 * 10 -4 |
1,66 ± 0,05 * 10 -4 |
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3,0 ± 0,17 * 10 -5 |
2,25 ± 0,35 * 10 -5 |
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Rapporto isotopico su Giove e il Sole |
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Le osservazioni da terra, così come le osservazioni dei veicoli spaziali, hanno portato a un miglioramento delle conoscenze sul rapporto isotopico nell'atmosfera di Giove. A luglio 2003, il valore accettato per la quantità relativa di deuterio è (2,25 ± 0,35) * 10 -5, che è probabilmente il valore primario per la nebulosa protosolare, da cui si è formato il sistema solare. Il rapporto degli isotopi di azoto 15 N e 14 N nell'atmosfera di Giove è 2,3 * 10 -3, che è un terzo inferiore rispetto all'atmosfera terrestre (3,5 * 10 -3). Quest'ultima scoperta è particolarmente significativa, poiché le precedenti teorie sulla formazione del sistema solare ritenevano che i valori terrestri per gli isotopi di azoto fossero primari.
A differenza delle nuvole della Terra, che sono solo acqua, le nuvole di Giove contengono vari composti di idrogeno, carbonio, azoto, ossigeno, zolfo e fosforo. La loro composizione è determinata da pressione, temperatura, illuminazione e movimenti atmosferici. È noto da tempo che l'atmosfera di Giove contiene ammoniaca (NH 3) e metano (CH 4), le cui molecole contengono molto idrogeno. Ma ammoniaca, metano, vapore acqueo, idrosolfuro di ammonio (NH 3 H 2 S) - tutti questi sono piccoli componenti della parte dell'atmosfera di Giove accessibile allo studio. Nota che forti bande di vapori di ammoniaca inerenti a Giove sono appena percettibili vicino a Saturno, e Urano e Nettuno non li hanno affatto, poiché tutta l'ammoniaca è congelata in profondità sotto i loro strati di nuvole. Ma le bande di metano di questi pianeti diventano molto ampie e occupano una parte significativa dello spettro nella sua parte rosso-blu, il che conferisce a questi pianeti un colore blu-verde.
A livello delle nuvole di Giove, il contenuto di vapore acqueo è 1,5 * 10 -3, metano 8,3 * 10 -3, idrosolfuro di ammonio in fase gassosa 2,8 * 10 -5, ammoniaca 1,7 * 10 -4. In questo caso il contenuto di ammoniaca è variabile e dipende dall'altezza. È lui che forma la copertura nuvolosa visibile; la sua temperatura di condensazione dipende dalla pressione ed è di 130-200 K, che mediamente coincide con quanto si osserva a quota nuvolosa. A 165 K, la pressione dell'ammoniaca sopra i cristalli di ghiaccio di ammoniaca è 1,9 mbar e raddoppia a 170 K. La condensazione del metano alle stesse pressioni richiede una temperatura molto più bassa, 79 K. non sembra condensare.
Nelle nuvole, insieme ai cristalli, dovrebbero essere presenti gocce di ammoniaca liquida. Il colore delle nuvole con una tale miscela è bianco con una leggera sfumatura giallastra caratteristica delle zone. Tuttavia, è necessario qualche altro colorante per spiegare le tonalità bruno-rossastre delle cinture. Apparentemente, alcune sfumature di colore delle cinture sono date dalla fosfina (PH 3) - un composto gassoso di fosforo con idrogeno, il cui contenuto è di circa 6 * 10 -7. A temperature da 290 a 600 K, si decompone con il rilascio di fosforo rosso. Al contrario, a basse temperature, il fosforo si combina nuovamente con l'idrogeno. Il colore delle nuvole può essere associato anche a polisolfuri di idrogeno e ammonio e zolfo. L'elenco dei gas presenti nell'atmosfera di Giove comprende anche etano, acetilene e una piccola quantità di acido cianidrico (HCN).
Va ricordato che la superficie visibile delle nuvole è uno strato sottile, solo poche decine di chilometri. Sotto le nuvole di ammonio cristallino si trovano altri strati: da solfuro di ammonio, soluzione acquosa di ammoniaca, da cristalli di ghiaccio d'acqua, e infine da goccioline d'acqua.
Zone, cinture e vortici
La superficie visibile di Giove è divisa in molte bande parallele all'equatore. Esistono due tipi di strisce: zone relativamente chiare e zone ombreggiate. La Ampia Zona Equatoriale (EZ) si estende all'incirca tra le latitudini 7°S e 7°N. Sopra e sotto l'EZ ci sono le cinture equatoriali nord e sud (NEB e SEB), che si estendono rispettivamente a 18°N e 18°S. Più lontano dall'equatore si trovano le zone tropicali nord e sud (NtrZ e STrZ). Questa costante alternanza di cinture e zone continua fino a 50 ° S e N, dove le loro manifestazioni visibili diventano un po' meno evidenti. Le fasce si estendono probabilmente fino a circa 80° nord o sud verso i poli.
La differenza di colore tra zone e fasce è la differenza tra l'opacità delle nuvole. La concentrazione di ammoniaca nelle zone è maggiore, il che porta alla comparsa di nubi più dense di ghiaccio ammoniacale ad altitudini più elevate e questo, a sua volta, rende le zone più luminose. D'altra parte, le nuvole di cintura sono più sottili e situate a quote più basse. La troposfera superiore è più fredda nelle zone e più calda nelle zone. L'esatta natura delle sostanze che rendono le zone e le cinture di Giove così "colorate" è sconosciuta, ma potrebbero includere composti complessi di zolfo, fosforo e carbonio.
Le cinture di Giove sono delimitate da correnti atmosferiche zonali (venti), che sono chiamate "getti". I getti che si muovono in direzione ovest (moto retrogrado) si osservano solitamente durante la transizione da zone a zone (più lontane dall'equatore), mentre quelli che si muovono in direzione est (moto normale) - quando si passa da zone a zone. I modelli atmosferici di Giove suggeriscono che i venti zonali diminuiscono di velocità nelle fasce e aumentano nelle zone dall'equatore ai poli. Pertanto, il gradiente del vento nelle zone è ciclonico e nelle zone è anticiclonico. La zona equatoriale è un'eccezione alla regola, c'è un forte movimento dei getti verso est e il minimo locale della velocità del vento è esattamente all'equatore. La velocità dei getti su Giove è molto elevata, in alcuni punti raggiunge i 100 m/s. Questa velocità corrisponde a nuvole di ammoniaca situate nell'intervallo di pressione di 0,7-1 bar. I getti che ruotano nella stessa direzione in cui ruotano Giove sono più forti di quelli che ruotano contro (retrogradi). Le dimensioni verticali dei getti sono sconosciute. I venti di zona decadono ad un'altezza pari a 2-3 scale di altezza sopra le nuvole. Allo stesso tempo, la velocità del vento al di sotto del livello delle nuvole aumenta solo leggermente e rimane costante fino a un livello di pressione di 22 bar, la profondità massima raggiunta dal veicolo di discesa Galileo.
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Rappresentazione schematica della posizione delle strisce di nuvole di Giove, sono designate dalle loro abbreviazioni ufficiali. La Grande Macchia Rossa e l'Ovale BA si trovano rispettivamente nelle zone tropicali meridionali e nelle zone temperate meridionali. L'atmosfera gioviana è suddivisa in zone e fasce, ognuna delle quali ha un proprio nome e presenta particolari caratteristiche distintive. Partono dalle regioni polari meridionali e settentrionali, che si estendono dai poli di circa 40-48°N/S. Queste aree grigie bluastre sono solitamente inespressive. La nuvolosità tipica di fasce e zone è talvolta disturbata da perturbazioni atmosferiche (perturbazioni). Uno di questi disturbi particolarmente persistenti e di lunga durata nella Zona Tropicale Meridionale è stato chiamato “ Perturbazione tropicale meridionale"(STD). La storia dell'osservazione segna uno dei periodi più lunghi dell'esistenza di malattie sessualmente trasmissibili, quando poteva essere chiaramente distinta dal 1901 al 1939. La perturbazione fu notata per la prima volta da Percy B. Molesworth il 28 febbraio 1901. La perturbazione ha provocato l'oscuramento parziale della STZ solitamente brillante. Da allora, sono state osservate diverse perturbazioni simili nella zona tropicale meridionale. |
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L'atmosfera di Giove |
L'origine della "struttura a strisce" delle nubi di Giove non è del tutto chiara, ma i meccanismi che la governano ricordano la cellula terrestre di Hadley. L'interpretazione più semplice è che le zone sono luoghi di risalita atmosferica e le cinture sono manifestazioni di risalita. Nelle zone l'aria, salendo e arricchita di ammoniaca, si espande e si raffredda, formando nuvole alte e dense. Nelle cinture, l'aria scende e viene riscaldata da processi adiabatici, e le nuvole bianche di ammoniaca evaporano, rivelando le nuvole più scure sotto di esse. La posizione e l'ampiezza delle bande su Giove sono stabili e raramente sono cambiate dagli anni '80 agli anni 2000. Un esempio di cambiamento è una leggera diminuzione della velocità di un potente getto diretto a est tra le zone tropicali settentrionali e le zone temperate settentrionali di 23 ° N. Tuttavia, le striature cambiano nel tempo e nell'intensità del colore.
Dinamica dell'atmosfera
Dal 1966 è noto che Giove emette molto più calore di quello che riceve dal Sole. Si presume che il rapporto tra la potenza di radiazione del pianeta e la radiazione solare ricevuta sia approssimativamente pari a 1,67 ± 0,09. Il flusso termico interno da Giove è di 5,44 ± 0,43 W/m2, mentre la potenza totale irradiata è di 335 ± 26 PW. Quest'ultimo è pari a circa un miliardesimo della potenza totale emessa dal Sole.
Le misurazioni dei flussi di calore emanati da Giove hanno mostrato che non ci sono praticamente differenze tra le regioni polare ed equatoriale, i suoi lati diurni e notturni. Un ruolo significativo in questo è giocato dalla fornitura di calore dovuta all'avvezione - il trasferimento di gas nei movimenti orizzontali dell'atmosfera. Sullo sfondo della struttura ordinata di cinture e zone, vortici e pennacchi, ci sono flussi di gas veloci - venti con una velocità fino a 120 m / s. Se prendiamo in considerazione l'elevata capacità termica dell'idrogeno, non sorprenderà che la temperatura sia costante in diverse regioni del pianeta.
La ragione della potente circolazione che fornisce calore allo strato di nubi è senza dubbio il flusso di calore che emana dalle viscere del pianeta. In molti lavori scientifici si legge che nelle viscere di Giove e di altri pianeti giganti viene rilasciata energia aggiuntiva a causa della loro compressione molto lenta; Inoltre, i calcoli mostrano che per questo è sufficiente comprimere il pianeta di millimetri all'anno. Tuttavia, le informazioni sulla struttura di Giove non supportano questa ipotesi.
L'analisi del moto della navicella spaziale nel campo gravitazionale del pianeta ci permette di giudicare la struttura del suo interno e lo stato della materia. Il movimento dei veicoli mostra che si tratta di un pianeta gas-liquido, costituito da una miscela di idrogeno ed elio, e che non ha una superficie solida. La figura di Giove è matematicamente perfetta, come solo un pianeta liquido può esserlo. Il momento d'inerzia adimensionale ha un valore molto basso: 0,254. Questo indica un'alta concentrazione di massa al centro del pianeta. Una parte significativa del suo nucleo è allo stato liquido. E il nucleo liquido è praticamente incomprimibile. La fonte del flusso di calore può essere il calore rilasciato durante la formazione del pianeta (4,5 miliardi di anni fa), immagazzinato nel nucleo e nei gusci di Giove.
Ci sono prove che nelle prime fasi dell'evoluzione, Giove emette enormi flussi di energia nello spazio. I satelliti galileiani di Giove, situati incomparabilmente più vicini al loro pianeta che al Sole, ricevevano dal Sole più energia per unità di superficie di Mercurio. Tracce di questi eventi sono sopravvissute sulla superficie di Ganimede. I calcoli mostrano che il picco di luminosità di Giove potrebbe raggiungere 1/10 della luminosità del Sole. Nei raggi di Giove, il ghiaccio si è sciolto sulla superficie di tutti i satelliti, incluso in parte Ganimede. Il calore relitto del pianeta è stato preservato da quell'era lontana. Al momento, un'importante fonte di calore potrebbe essere il lento affondamento dell'elio, che è più denso dell'idrogeno, al centro del pianeta.
La circolazione nell'atmosfera di Giove è nettamente diversa da quella terrestre. La superficie di Giove è liquida, non c'è una superficie solida. Pertanto, la convezione può verificarsi in qualsiasi area dell'involucro esterno del gas. Non esiste ancora una teoria completa della dinamica dell'atmosfera di Giove. Tale teoria dovrebbe spiegare i seguenti fatti: l'esistenza di strette strisce stabili e flussi simmetrici rispetto all'equatore, un potente flusso equatoriale da ovest a est (nella direzione della rotazione del pianeta), la differenza tra zone e cinture, nonché l'origine e la stabilità dei grandi vortici, come la Grande Macchia Rossa...
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Nelle regioni calde del pianeta, situate all'equatore, ogni cella di convezione dell'atmosfera di Giove solleva la materia, dove si raffredda, e poi la scarica più vicino ai poli. E questo processo è in corso. Quando la miscela di gas sale verso l'alto, prima si condensano e poi, più in alto, si formano nuvole di idrosolfuro di ammonio. Le nuvole di ammoniaca nelle zone più chiare di Giove appaiono solo nel punto più alto. L'atmosfera superiore si sposta verso ovest, nel senso di rotazione del pianeta stesso. Mentre le forze di Coriolis spingono le nuvole di ammoniaca nella direzione opposta. |
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L'atmosfera di Giove |
Non ci sono praticamente correnti meridionali nell'atmosfera di Giove. Le zone e le cinture sono aree di flussi verso l'alto e verso il basso nell'atmosfera che hanno un'estensione globale nella direzione longitudinale. Queste correnti atmosferiche, parallele all'equatore, hanno qualche somiglianza con gli alisei della Terra. Le forze trainanti di questo motore termico naturale sono i flussi di calore provenienti dalle profondità del pianeta, l'energia ricevuta dal Sole e la rapida rotazione del pianeta. In questo caso, le superfici visibili delle zone e dei nastri dovrebbero essere ad altezze diverse. Ciò è stato confermato dalle misurazioni termiche: le zone si sono rivelate più fredde delle cinghie. La differenza di temperatura mostra che la superficie apparente delle zone si trova circa 20 km più in alto. Il BKP si è rivelato più alto e di diversi gradi più freddo delle cinghie. Al contrario, le macchie blu si sono rivelate sorgenti di radiazioni termiche provenienti dagli strati profondi dell'atmosfera. Nessuna differenza di temperatura significativa è stata trovata tra le regioni polari ed equatoriali del pianeta. Indirettamente, ciò ci consente di trarre la seguente conclusione: il calore interno del pianeta svolge un ruolo più importante nella dinamica della sua atmosfera rispetto all'energia ricevuta dal Sole. La temperatura media al livello delle nuvole visibili è vicina a 130 K.
Anche da osservazioni terrestri, gli astronomi hanno diviso le fasce e le zone nell'atmosfera di Giove in equatoriali, tropicali, temperate e polari. Le masse riscaldate di gas che salgono dalle profondità dell'atmosfera nelle zone sotto l'azione di significative forze di Coriolis su Giove si estendono in direzione longitudinale e i bordi opposti delle zone si muovono l'uno verso l'altro, lungo i paralleli. Una forte turbolenza è visibile ai confini di zone e cinture (aree di correnti discendenti); la velocità di movimento qui raggiunge i valori più alti, fino a 100 m/s, e anche 150 m/s vicino all'equatore. A nord dell'equatore, i flussi nelle zone dirette a nord sono deviati dalle forze di Coriolis a est e quelli diretti a sud - a ovest. Nell'emisfero australe, la direzione delle deviazioni è invertita. È questa struttura di movimenti sulla Terra che formano gli alisei. Il "tetto" delle nuvole nelle fasce e nelle zone si trova a diverse altezze. Le differenze nel loro colore sono determinate dalla temperatura e dalla pressione delle transizioni di fase di piccoli componenti gassosi. Le zone di luce sono colonne di gas ascendenti con un alto contenuto di ammoniaca, le cinture sono correnti discendenti impoverite di ammoniaca. Il colore brillante delle cinture è probabilmente associato ai polisolfuri di ammonio e ad alcuni altri componenti coloranti, ad esempio la fosfina.
Vortici nell'atmosfera di Giove
I dati sperimentali indicano che la dinamica dello strato di nubi di Giove è solo una manifestazione esterna delle potenti forze che agiscono nell'atmosfera subnuvolosa del pianeta. È stato possibile osservare come tra le nuvole appaia una potente formazione di vortici, un uragano locale, con un diametro di 1000 km o più. Tali formazioni vivono a lungo, per diversi anni, e le più grandi anche per diverse centinaia di anni. Tali vortici si formano, ad esempio, a seguito del movimento di grandi masse di gas riscaldato in aumento nell'atmosfera.
Il vortice risultante trasporta masse riscaldate di gas con vapori di piccoli componenti sulla superficie delle nuvole, che chiude il circuito della loro circolazione nell'atmosfera. I cristalli risultanti di neve ammoniacale, soluzioni e composti di ammoniaca sotto forma di neve e gocce, acqua ordinaria neve e ghiaccio scendono gradualmente nell'atmosfera e raggiungono un livello di temperatura in cui evaporano. Nella fase gassosa, la sostanza ritorna nuovamente allo strato di nubi.
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I cambiamenti nel visibile e nell'infrarosso di Giove |
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L'atmosfera di Giove |
L'atmosfera di Giove ospita centinaia di vortici: strutture circolari rotanti che, come nell'atmosfera terrestre, possono essere suddivise in 2 classi: cicloni e anticicloni. I primi ruotano nel senso di rotazione del pianeta (in senso antiorario nell'emisfero nord e in senso orario nell'emisfero sud); il secondo - nella direzione opposta. Tuttavia, a differenza dell'atmosfera terrestre, gli anticicloni prevalgono sui cicloni nell'atmosfera di Giove: dei vortici il cui diametro supera i 2000 km, più del 90% sono anticicloni. La "durata" dei vortici varia da alcuni giorni a secoli, a seconda della loro dimensione: ad esempio, la vita media degli anticicloni con diametri da 1000 a 6000 km è di 1-3 anni. Non sono mai stati osservati vortici all'equatore di Giove (entro 10° di latitudine), dove sono instabili. Come con qualsiasi pianeta in rapida rotazione, gli anticicloni di Giove sono centri di alta pressione, mentre i cicloni sono centri di bassa pressione.
Gli anticicloni su Giove sono sempre limitati nelle aree in cui la velocità del vento aumenta dall'equatore ai poli. Di solito sono luminosi e appaiono come ovali bianchi. Possono muoversi in longitudine, ma rimanere alla stessa latitudine, non potendo lasciare la zona che li ha generati. La velocità del vento alla loro periferia può raggiungere i 100 m / s. Diversi anticicloni situati nella stessa zona tendono a fondersi quando si avvicinano l'uno all'altro. Tuttavia, nell'atmosfera di Giove, sono stati osservati e osservati due anticicloni, a differenza degli altri: si tratta della Grande Macchia Rossa (BKP) e dell'ovale BA, formato nel 2000. A differenza degli ovali bianchi, la loro struttura è dominata da un colore rosso, probabilmente a causa di una sostanza rossastra che sale dalle profondità del pianeta. Su Giove, gli anticicloni si formano solitamente dalla fusione di strutture più piccole, comprese le tempeste convettive, sebbene grandi ovali possano apparire anche da getti instabili. Questo è stato visto l'ultima volta nel 1938-1940, quando diversi ovali bianchi sono stati generati dall'instabilità nella zona temperata meridionale; in seguito si fusero per formare l'Oval BA.
A differenza degli anticicloni, i cicloni gioviani sono strutture compatte e scure con forme irregolari. I cicloni più scuri e regolari sono chiamati ovali marroni. Tuttavia, non è esclusa l'esistenza di diversi grandi cicloni di lunga durata. Oltre ai cicloni compatti, su Giove si possono osservare diversi “scarti” fibrosi di forma irregolare in cui si osserva la rotazione ciclonica. Uno di questi si trova a ovest del BKP nella fascia equatoriale meridionale. Questi frammenti sono chiamati regioni cicloniche (CR). I cicloni si formano sempre solo nelle cinture e, come gli anticicloni, si fondono quando si avvicinano.
La struttura profonda dei vortici non è del tutto chiara. Si ritiene che siano relativamente sottili, poiché qualsiasi spessore maggiore di circa 500 km porterebbe all'instabilità. I grandi anticicloni non si elevano al di sopra di diverse decine di chilometri rispetto alla nuvolosità osservata. Un'ipotesi suggerisce che i vortici siano "piume" (o "colonne di convezione") di convezione profonda, ma al momento non ha guadagnato popolarità tra gli scienziati planetari.
Formazioni di vortici come macchie di sfumature blu e marroni sono state osservate non solo nelle fasce e nelle zone stabili, ma anche nelle regioni polari di Giove. Qui, l'aspetto caratteristico dello strato di nuvole è un campo marrone chiaro con macchie scure e marrone chiaro e bluastre. Qui, nella regione di quelle latitudini dove la circolazione zonale diventa instabile, fasce e zone lasciano il posto a formazioni meteorologiche come "lacci" e "pennacchi". Le aree vicino al polo del pianeta possono essere viste solo da veicoli spaziali. L'apparente caos delle macchie solari obbedisce ancora alla regolarità generale della circolazione, e il ruolo decisivo è svolto dai movimenti nelle profondità dell'atmosfera.
Prendendo una serie di ipotesi, i teorici sono stati in grado di ottenere fenomeni in un modello cilindrico che assomigliano a quelli visti su Giove (e Saturno). La struttura del pianeta è un sistema di cilindri annidati, il cui asse è l'asse polare. I cilindri attraversano l'intero pianeta e arrivano in superficie, diciamo, a 40 ° N. NS. e a 40°S. NS. Ciò che vediamo sono fette di questi cilindri che ruotano a velocità diverse. Se contiamo dall'equatore, i cilindri penetrano in profondità in metà del raggio del pianeta. Anche i punti o gli ovali sono colonne end-to-end inserite tra i cilindri. A proposito, alcuni osservatori sottolineano che simmetricamente BKP alla stessa latitudine nell'emisfero settentrionale a volte si può vedere un punto della stessa dimensione, ma un punto più debole e pronunciato.
Le macchie blu della figlia possono essere viste attraverso le interruzioni nello strato di nuvole. Tuttavia, spesso le interruzioni non sono associate a macchie e attraverso di esse sono visibili strati di nubi inferiori. Una serie di tali rotture è stata osservata lungo il confine della fascia equatoriale settentrionale. Le lacune esistono da molto tempo, da diversi anni. Il fatto che si tratti proprio di rotture è evidenziato dall'aumento del flusso di calore da questi luoghi. La temperatura aumenta rapidamente con la profondità. Già a un livello di pressione di 2 bar, è di circa 210 K. E l'emissione radio proveniente da grandi profondità indica di più alta temperatura... Secondo i calcoli, a una profondità di 300 km, l'atmosfera di Giove è calda quanto l'atmosfera di Venere sulla sua superficie (circa 730 K).
Temporali su Giove
Anche i fulmini sono registrati nell'atmosfera di Giove. Le immagini di Voyagers hanno mostrato che sul lato notturno di Giove si osservano lampi di luce di lunghezza colossale - fino a 1000 km e oltre. Questi sono super-fulmini, la cui energia è molto più alta che nella terra. Si è scoperto, tuttavia, che i fulmini di Giove sono meno numerosi di quelli terrestri. È interessante notare che il fulmine di Giove è stato scoperto 3 mesi dopo la scoperta dei temporali su Venere.
I temporali su Giove sono simili a quelli sulla Terra. Si manifestano come nubi luminose e massicce di circa 1000 km di dimensione, che di tanto in tanto compaiono nelle regioni cicloniche delle fasce, soprattutto all'interno dei forti getti diretti ad ovest. A differenza dei vortici, i temporali sono un fenomeno di breve durata, il più potente dei quali può durare diversi mesi, mentre la durata media dell'esistenza è di 3-4 giorni. Si ritiene che siano una conseguenza della convezione umida negli strati della troposfera gioviana. Infatti, i temporali sono "colonne di convezione" (piume) che sollevano le masse d'aria umida dalle profondità sempre più in alto fino a quando non si condensano in nuvole. L'altezza tipica delle nuvole temporalesche di Giove è di 100 km, il che significa che si estendono a un livello di pressione di circa 5-7 bar, mentre le ipotetiche nuvole d'acqua iniziano a un livello di pressione di 0,2-0,5 bar.
I temporali su Giove, ovviamente, non sono completi senza i fulmini. Immagini del lato notturno di Giove scattate navicella spaziale Galileo e Cassini consentono di distinguere tra lampi di luce regolari nelle fasce gioviane e in prossimità dei getti diretti ad ovest, principalmente alle latitudini 51°C, 56°S e 14°S. I fulmini su Giove sono generalmente più potenti che sulla Terra. Tuttavia, si verificano molto meno frequentemente e creano circa la stessa quantità di luce con i loro lampi di quelli della terra. Diversi lampi sono stati registrati nelle regioni polari di Giove, rendendo Giove il secondo pianeta dopo la Terra a vedere i fulmini polari.
Ogni 15-17 anni inizia su Giove un periodo particolarmente intenso di attività temporalesca. Si manifesta principalmente a una latitudine di 23 ° С, dove si trova il getto più forte diretto a est. L'ultima volta che questo è stato osservato nel giugno 2007. È curioso che due temporali situati separatamente a 55 ° di longitudine nella fascia temperata settentrionale abbiano avuto un impatto significativo sulla fascia. La materia oscura creata dai temporali si è mischiata con la nuvolosità della fascia e ne ha cambiato colore. I temporali si sono mossi ad una velocità di circa 170 m/s, anche leggermente più veloce del getto stesso, il che indirettamente indica l'esistenza di venti ancora più forti negli strati profondi dell'atmosfera.