Какая температура на планете Юпитер?

Можно считать, что средняя температура на Юпитере составляет –130° С. Однако важно понимать условность этой цифры.

Дело в том, что температура зависит от того, где именно ее измеряют. Когда говорят о средней температуре Земли или Марса, то имеют в виду температуру у поверхности этих планет. Однако Юпитер – это газовый гигант, и у него нет твердой поверхности! Большая часть планеты – это атмосфера, которая по мере приближения к центру Юпитера постепенно уплотняется. На разных глубинах температура планеты различна. Можно считать, что «условная поверхность» Юпитера находится на уровне, где давление атмосферы равно земному давлению, то есть 1 атм. Именно здесь температура Юпитера достигает – 130° С. Это среднее значение, в ходе наблюдений здесь фиксировались значения от –145° С до –107° С.

Уже на глубине 150 км давление возрастает до 22 атм, а температура доходит до +153° С. Чем ближе к центру, тем выше температура атмосферы, которая может нагреваться до 6000° С. Далее газы атмосферы постепенно переходят в жидкое состояние, однако четкой границы между океаном и атмосферой нет. Ещё ниже находится слой металлического водорода, температура которого колеблется от 6300 до 21000° С.

Список использованных источников

• https://v-kosmose.com/planeta-yupiter-2/temperatura/ • https://on-space.ru/yupiter/temperatura-na-yupitere.html

11.3: Атмосфера планет-гігантів

Атмосфери планет Джовіана – це частини, які ми можемо спостерігати або вимірювати безпосередньо. Оскільки ці планети не мають твердих поверхонь, їх атмосфери більш репрезентативні для їх загального складу, ніж у випадку з земними планетами. Ці атмосфери також представляють нам деякі найдраматичніші приклади погодних умов у Сонячній системі. Як ми побачимо, бурі на цих планетах можуть рости більше, ніж вся планета Земля.

Атмосферний склад

Коли сонячне світло відбивається від атмосфер планет-гігантів, атмосферні гази залишають свої «відбитки пальців» в спектрі світла. Спектроскопічні спостереження планет Джовіана почалися ще в дев’ятнадцятому столітті, але довгий час астрономи не змогли інтерпретувати спостережувані ними спектри. Ще в 1930-х роках найбільш помітні риси, сфотографовані в цих спектрах, залишилися непізнаними. Тоді кращі спектри виявили наявність молекул метану (СН ₄) і аміаку (NH ₃) в атмосферах Юпітера і Сатурна.

Спочатку астрономи думали, що метан і аміак можуть бути основними складовими цих атмосфер, але тепер ми знаємо, що водень і гелій насправді є домінуючими газами. Плутанина виникла через те, що ні водень, ні гелій не мають легко виявлених спектральних особливостей у видимому спектрі. Лише до тих пір, поки космічний корабель «Вояджер» виміряв далекі інфрачервоні спектри Юпітера і Сатурна, можна було знайти надійне достаток для невловимого гелію.

Склади двох атмосфер в цілому схожі, за винятком того, що на Сатурні менше гелію в результаті опадів гелію, що сприяє внутрішньому джерелу енергії Сатурна. Найбільш точні вимірювання складу були зроблені на Юпітері вхідним зондом Галілея в 1995 році; в результаті ми знаємо велику кількість деяких елементів в атмосфері Джовіана навіть краще, ніж ми знаємо тих, що знаходяться на Сонці.

ДЖЕЙМС ВАН АЛЛЕН: КІЛЬКА ПЛАНЕТ ПІД ЙОГО ПОЯСОМ

Кар’єра фізика Джеймса Ван Аллена охоплювала народження і зростання космічної ери, і він зіграв головну роль в її розвитку. Народився в Айові в 1914 році, Ван Аллен отримав ступінь доктора філософії в Університеті штату Айова. Потім він працював у кількох науково-дослідних установах і служив на флоті під час Другої світової війни.

Після війни Ван Аллен (рис. \(\PageIndex\) ) був призначений професором фізики в Університеті штату Айова. Він і його співробітники почали використовувати ракети для дослідження космічного випромінювання у зовнішній атмосфері Землі. Щоб досягти надзвичайно високих висот, Ван Аллен розробив техніку, в якій повітряна куля піднімає, а потім запускає невелику ракету (ракету прозвали «рокуном»).

Малюнок \(\PageIndex\) Джеймса Ван Аллена (1914—2006). На цій фотографії 1950-х років Ван Аллен тримає «скелю».

За обідом однієї ночі в 1950 році Ван Аллен і кілька колег придумали ідею Міжнародного геофізичного року (IGY), можливість для вчених у всьому світі координувати свої дослідження фізики Землі, особливо дослідження, проведені на великих висотах. У 1955 році Сполучені Штати та Радянський Союз взяли на себе зобов’язання запустити супутник на орбіті Землі під час IGY, змагання, яке розпочало те, що стало відомим як космічна гонка. IGY (розтягнутий до 18 місяців) відбувся між липнем 1957 року і груднем 1958 року.

Радянський Союз виграв перший круг гонки, запустивши «Супутник 1» у жовтні 1957 року. Уряд США підштовхнув своїх вчених та інженерів до ще більших зусиль, щоб щось отримати в космос для підтримки престижу країни. Однак первинна супутникова програма США «Авангард» зіткнулася з труднощами: кожен її ранній запуск розбився або вибухнув. Одночасно друга група ракетників і вчених спокійно працювала над військовою ракетою під назвою Юпітер-С. Ван Аллен очолив дизайн приладів на борту невеликого супутника, який буде нести цей транспортний засіб. 31 січня 1958 року «Провідник 1» Ван Аллена став першим американським супутником у космосі.

На відміну від Супутника, Explorer 1 був обладнаний для проведення наукових вимірювань високоенергетичних заряджених частинок над атмосферою. Ван Аллен і його команда виявили пояс сильно заряджених частинок, що оточують Землю, і ці пояси тепер носять його ім’я. Це перше наукове відкриття космічної програми зробило ім’я Ван Аллена відомим у всьому світі.

Ван Аллен і його колеги продовжували вимірювати магнітне і частинкове середовище навколо планет за допомогою все більш складних космічних апаратів, включаючи Pioneers 10 і 11, які проводили дослідницькі дослідження середовищ Юпітера і Сатурна. Деякі вчені називають зони заряджених частинок навколо цих планет як пояси Ван Аллена, а також. (Одного разу, коли Ван Аллен читав лекцію в Арізонському університеті, аспіранти з планетології запитали його, чи не залишить він свій пояс у школі. Зараз він з гордістю відображається як «Ван Аллен пояс» університету.)

Ван Аллен був рішучим прихильником космічної науки і красномовним старшим представником американського наукового співтовариства, попереджаючи НАСА не докладати всіх своїх зусиль в космічний політ людини, а також використовувати роботизовані космічні апарати як продуктивні інструменти для дослідження космосу.

Хмари та структура атмосфери

Хмари Юпітера (рис. \(\PageIndex\) ) – одні з найбільш видовищних пам’яток Сонячної системи, дуже улюблених творцями науково-фантастичних фільмів. Вони варіюються за кольором від білого до оранжевого до червоного до коричневого, крутяться і скручуються в постійно мінливому калейдоскопі візерунків. Сатурн демонструє подібну, але набагато більш приглушену хмарну активність; замість яскравих кольорів його хмари мають майже рівномірний відтінок ірискотчу (рис. \(\PageIndex\) ),

Малюнок Барвисті хмари \(\PageIndex\) Юпітера. Яскраві кольори хмар на Юпітері представляють астрономам загадку: враховуючи прохолодні температури і склад майже 90% водню, атмосфера повинна бути безбарвною. Одна гіпотеза говорить про те, що можливо барвисті сполуки водню піднімаються з теплих ділянок Фактичні кольори трохи більш приглушені, як показано на малюнку \(11.1.1\) .

Різні гази замерзають при різних температурах. При температурах і тиску верхніх атмосфер Юпітера і Сатурна метан залишається газом, але аміак може конденсуватися і замерзати. (Аналогічно, водяна пара конденсується високо в атмосфері Землі, утворюючи хмари кристалів льоду.) Первинні хмари, які ми бачимо навколо цих планет, будь то з космічного корабля або через телескоп, складаються із заморожених кристалів аміаку. Аміачні хмари позначають верхній край тропосфер планет; над ним знаходиться стратосфера, найхолодніша частина атмосфери. (Ці шари спочатку визначалися на Землі як Планета.)

Малюнок \(\PageIndex\) Сатурна за п’ять років. Ці прекрасні зображення Сатурна були записані космічним телескопом Хаббл між 1996 і 2000 роками. Оскільки Сатурн нахилений на 27°, ми бачимо, як орієнтація кілець Сатурна навколо екватора змінюється, коли планета рухається по своїй орбіті. Зверніть увагу на горизонтальні смуги в атмосфері.

Діаграми на малюнку \(\PageIndex\) показують структуру та хмари в атмосферах всіх чотирьох джовіанських планет. І на Юпітері, і на Сатурні температура біля хмарних вершин становить близько 140 К (лише трохи прохолодніше полярних шапок Марса). На Юпітері цей рівень хмари знаходиться під тиском близько 0,1 бар (одна десята від атмосферного тиску на поверхні Землі), а ось на Сатурні він зустрічається нижче в атмосфері, приблизно на 1 бар. Оскільки аміачні хмари лежать набагато глибше на Сатурні, їх важче побачити, а загальний вигляд планети набагато слабший, ніж зовнішній вигляд Юпітера.

Малюнок \(\PageIndex\) Атмосферна структура планет Джовіана. На кожній діаграмі жовта лінія показує, як змінюється температура (див. Шкалу внизу) з висотою (див. Шкалу зліва). Також показано розташування основних шарів на кожній планеті.

У тропосферах цих планет температура і тиск збільшуються з глибиною. Через прориви в аміачних хмарах ми можемо побачити дражливі проблиски інших хмарних шарів, які можуть утворюватися в цих глибоких областях атмосфери – регіонах, які були відібрані безпосередньо для Юпітера зондом Галілео, який потрапив на планету.

Коли він опускався до тиску в 5 барів, зонд повинен був пройти в область замерзлих водних хмар, потім нижче цього в хмари крапель рідкої води, можливо, схожі на загальні хмари земної тропосфери. Принаймні, це те, чого очікували вчені. Але зонд не бачив водяних хмар, і він вимірював дивно низьку кількість водяної пари в атмосфері. Незабаром вченим Галілея стало зрозуміло, що зонд випадково спустився через надзвичайно суху, безхмарну область атмосфери – гігантський низхідний потік прохолодного сухого газу. Ендрю Інгерсолл з Калтеху, член команди Галілео, назвав цю ділянку входу «пустелею» Юпітера. Шкода, що зонд не увійшов в більш репрезентативний регіон, але це удача космічного розіграшу. Зонд продовжував проводити вимірювання до тиску 22 бар, але не виявив інших хмарних шарів, перш ніж його прилади перестали працювати. Він також виявляв блискавки, але лише на великих відстанях, що ще більше свідчить про те, що сам зонд знаходився в регіоні ясної погоди.

Над видимими хмарами аміаку в атмосфері Юпітера ми знаходимо прозору стратосферу, яка досягає мінімальної температури близько 120 К. На ще більших висотах температури знову підвищуються, як це відбувається у верхній атмосфері Землі, тому що тут молекули поглинають ультрафіолетове світло від Сонця. Хмарні кольори обумовлені домішками, продуктом хімічних реакцій серед атмосферних газів у процесі, який ми називаємо фотохімією. У верхній атмосфері Юпітера фотохімічні реакції створюють різноманітні досить складні сполуки водню і вуглецю, які утворюють тонкий шар смогу набагато вище видимих хмар. Ми показуємо цей смог як нечітку помаранчеву область на малюнку \(\PageIndex\) ; однак цей тонкий шар не блокує наш погляд на хмари під ним.

Видима атмосфера Сатурна складається приблизно з 75% водню та 25% гелію, з слідами метану, етану, пропану та інших вуглеводнів. Загальна структура схожа на структуру Юпітера. Однак температури дещо холодніші, а атмосфера більш розширена через нижчу поверхневу гравітацію Сатурна. Таким чином, шари розтягуються на більшу відстань, як ви можете бачити на малюнку \(\PageIndex\) . Однак загалом на Сатурні повинні бути присутніми ті ж атмосферні області, хмара конденсації та фотохімічні реакції, які ми бачимо на Юпітері (рис. \(\PageIndex\) ).

Малюнок Структура \(\PageIndex\) хмари на Сатурні. У цьому зображенні Кассіні кольори посилилися, тому ми можемо побачити смуги та зони та шторми в атмосфері. Темна смуга – це тінь кілець на планеті. (кредит: НАСА/JPL-Caltech/Інститут космічних наук)

Сатурн має одну аномальну хмарну структуру, яка загадковувала вчених: гексагональний хвильовий малюнок навколо північного полюса, показаний на малюнку \(\PageIndex\) . Шість сторін шестикутника кожна довша за діаметр Землі. Вітри також надзвичайно високі на Сатурні, швидкість до 1800 кілометрів на годину вимірюється поблизу екватора.

Малюнок \(\PageIndex\) шестикутник візерунок на Північному полюсі Сатурна. На цьому інфрачервоному нічному зображенні з місії Кассіні шлях гексагонального струменя Сатурна видно, коли північний полюс планети виходить із зимової темряви.

Дивіться зображення шестикутника Сатурна з перебільшеним кольором у цьому короткому відео NASA.

На відміну від Юпітера і Сатурна, Уран майже повністю безликий, як видно на довжині хвиль, які варіюються від ультрафіолету до інфрачервоного (див. Його досить нудне зображення на фото глави). Розрахунки показують, що основна структура атмосфери Урана повинна нагадувати структуру Юпітера і Сатурна, хоча його верхні хмари (при рівні тиску в 1 бар) складаються з метану, а не аміаку. Однак відсутність внутрішнього джерела тепла пригнічує рух вгору-вниз і призводить до дуже стійкої атмосфери з малопомітною структурою.

Нептун відрізняється від Урана своїм зовнішнім виглядом, хоча основні атмосферні температури у них схожі. Верхні хмари складаються з метану, який утворює тонкий шар хмари біля вершини тропосфери при температурі 70 К і тиску 1,5 бару. Велика атмосфера вище цього рівня чітка і прозора, з меншою серпанком, ніж на Урані. Розсіювання сонячного світла молекулами газу надає Нептуну блідо-блакитний колір, подібний до атмосфери Землі (рис. \(\PageIndex\) ). Ще один шар хмари, можливо, складається з сірководневих частинок льоду, існує під хмарами метану під тиском 3 бари.

Малюнок \(\PageIndex\) Нептун. Планету Нептун бачать тут, як сфотографував «Вояджер» в 1989 році. Синій колір, перебільшений при комп’ютерній обробці, викликаний розсіюванням сонячного світла у верхній атмосфері планети.

На відміну від Урана, Нептун має атмосферу, в якій конвекційні струми – вертикальні протяги газу – виходять з внутрішньої частини, що живиться від внутрішнього джерела тепла планети. Ці течії переносять теплий газ вище 1,5-барного рівня хмари, утворюючи додаткові хмари на висотах приблизно 75 кілометрів вище. Ці висотні хмари утворюють яскраві білі візерунки на тлі блакитної планети внизу. «Вояджер» сфотографував чіткі тіні на верхівках метанової хмари, що дозволяє обчислити висоти високих хмар. Малюнок \(\PageIndex\) є чудовим крупним планом зовнішніх шарів Нептуна, які ніколи не могли бути отримані з Землі.

Малюнок \(\PageIndex\) Високі хмари в атмосфері Нептуна. Ці яскраві вузькі перисті хмари зроблені з кристалів льоду метану. З тіней, які вони кидають на товстий шар хмари внизу, ми можемо виміряти, що вони приблизно на 75 кілометрів вище основних хмар.

Вітри і погода

Атмосфери планет Джовіана мають безліч областей високого тиску (де більше повітря) і низького тиску (де менше). Так само, як і на Землі, повітря протікає між цими регіонами, встановлюючи вітрові моделі, які потім спотворюються обертанням планети. Спостерігаючи за мінливими схемами хмар на планетах Джовіана, ми можемо вимірювати швидкість вітру та відстежувати циркуляцію їх атмосфер.

Атмосферні рухи, які ми бачимо на цих планетах, принципово відрізняються від тих, що знаходяться на земних планетах. Гіганти обертаються швидше, і їх швидке обертання має тенденцію розмазуватися з циркуляції в горизонтальні (схід-захід) візерунки паралельно екватору. Крім того, під атмосферою немає твердої поверхні, проти якої схеми циркуляції можуть терти і втрачати енергію (саме так тропічні шторми на Землі в кінцевому підсумку вимирають, коли вони приходять над сушею).

Як ми бачили, на всіх гігантах, крім Урана, тепло зсередини вносить в атмосферу приблизно стільки ж енергії, скільки сонячне світло ззовні. Це означає, що глибокі конвекційні потоки піднімається гарячого повітря і падаючого більш холодного повітря циркулюють по всій атмосфері планет у вертикальному напрямку.

Основні риси видимих хмар Юпітера (див. Рисунок \(11.1.1\) і малюнок \(\PageIndex\) , наприклад) – чергування темних і світлих смуг, які тягнуться навколо планети паралельно екватору. Ці смуги є напівпостійними рисами, хоча вони змінюються за інтенсивністю та положенням з року в рік. Відповідно до невеликого нахилу осі Юпітера, візерунок не змінюється з порами року.

Більш фундаментальні, ніж ці смуги, лежать в основі вітрових моделей схід-захід в атмосфері, які, здається, не змінюються взагалі, навіть протягом багатьох десятиліть. Вони проілюстровані на малюнку \(\PageIndex\) , який вказує на те, наскільки сильні вітри на кожній широті для планет-гігантів. На екваторі Юпітера струменевий потік тече на схід зі швидкістю близько 90 метрів в секунду (300 кілометрів на годину), аналогічно швидкості струменевих потоків у верхній атмосфері Землі. У більш високих широтах є чергуються східно- і західнорухомі потоки, причому кожна півкуля майже ідеальне дзеркальне відображення іншого. Сатурн показує схожу закономірність, але з набагато більш сильним екваторіальним струменем, як ми відзначали раніше.

Малюнок \(\PageIndex\) Вітри на планет-гігантах. Це зображення порівнює вітри планет-гігантів, ілюструючи, що швидкість вітру (показана на горизонтальній осі) і напрямок вітру змінюються залежно від широти (показано на вертикальній осі). Вітри вимірюються відносно внутрішньої швидкості обертання планети. Позитивна швидкість означає, що вітри дмуть в тому ж напрямку, що і, але швидше, ніж внутрішнє обертання планети. Негативна швидкість означає, що вітри дмуть повільніше, ніж внутрішнє обертання планети. Зверніть увагу, що вітри Сатурна рухаються швидше, ніж вітри інших планет.

Світлові зони на Юпітері – це області upwelling повітря, укриті білими аміачними перистими хмарами. Вони, мабуть, являють собою вершини рухаються вгору конвекційних потоків. 1 Темніші пояси – це регіони, де більш прохолодна атмосфера рухається вниз, завершуючи конвекційний цикл; вони темніші, оскільки менше хмар аміаку означає, що ми можемо бачити глибше в атмосферу, можливо, аж до області хмар гідросульфіду амонію (NH ₄ SH). Зонд Галілео взяв один з найчіткіших із цих сухих спусків.

Незважаючи на дивні пори року, викликані нахилом осі 98°, основна циркуляція Урана паралельна його екватору, як це стосується Юпітера та Сатурна. Маса атмосфери і її здатність зберігати тепло настільки великі, що чергуються 42-річні періоди сонячного світла і темряви мало впливають. Насправді вимірювання «Вояджера» показують, що температура атмосфери навіть на кілька градусів вище на темній зимовій стороні, ніж на півкулі, зверненій до Сонця. Це ще одна ознака того, що поведінка таких атмосфер планет-гігантів – складна проблема, яку ми до кінця не розуміємо.

Погода Нептуна характеризується сильними східно-західними вітрами в цілому схожими на ті, що спостерігаються на Юпітері і Сатурні. Найвищі швидкості вітру поблизу екватора досягають 2100 кілометрів на годину, навіть вище, ніж пікові вітри на Сатурні. Екваторіальний струмінь Нептуна фактично наближається до надзвукових швидкостей (швидше, ніж швидкість звуку в повітрі Нептуна).

Гігантські бурі на планетах гігантів

На регулярні схеми циркуляції атмосфери, які ми щойно описали, накладаються багато місцевих порушень – погодні системи або шторми, щоб запозичити термін, який ми використовуємо на Землі. Найбільш помітними з них є великі, овальної форми, області високого тиску як на Юпітері (рис. \(\PageIndex\) ), так і на Нептуні.

\(\PageIndex\) Малюнок Бурі на Юпітері. Два приклади штормів на Юпітері ілюструють використання посиленого кольору та контрасту, щоб виявити слабкі риси. (а) Три овальної форми білі бурі внизу і ліворуч від Великої Червоної плями Юпітера дуже активні і перемістилися ближче один до одного протягом семи місяців між 1994 і 1995 роками. (b) Хмари Юпітера є бурхливими і постійно мінливими, як показано на цьому зображенні космічного телескопа Хаббла 2007 року.

Найбільшим і найвідомішим з штормів Юпітера є Велика Червона пляма, червонуватий овал у південній півкулі, який повільно змінюється; він був довжиною 25 000 кілометрів, коли «Вояджер» прибув у 1979 році, але до кінця місії Галілея в 2000 році він скоротився до 20 000 кілометрів (рис. \(\PageIndex\) ). Гігантська буря зберігається в атмосфері Юпітера з тих пір, як астрономи вперше змогли спостерігати її після винаходу телескопа, більше 300 років тому. Однак він продовжував скорочуватися, викликаючи спекуляції про те, що ми можемо побачити його кінець протягом декількох десятиліть.

\(\PageIndex\) Малюнок Велика червона пляма Юпітера. Це найбільша штормова система на Юпітері, як видно під час польоту космічного корабля «Вояджер». Нижче і праворуч від Червоної плями знаходиться один з білих овалів, які схожі, але менші риси високого тиску. Білий овал приблизно розміром з планету Земля, щоб дати вам відчуття величезного масштабу погодних умов, які ми бачимо. Кольори на зображенні Юпітера були дещо перебільшені, тому астрономи (та студенти астрономії) можуть ефективніше вивчати свої відмінності. Див. Рисунок, \(11.1.1\) щоб краще зрозуміти кольори, які ваше око насправді бачить біля Юпітера.

Окрім довголіття, Червона пляма відрізняється від земних штормів тим, що є регіоном високого тиску; на нашій планеті такі шторми є регіонами нижчого тиску. Обертання Червоної плями проти годинникової стрілки має термін шість днів. Три подібні, але менші порушення (приблизно такі ж великі, як Земля) утворилися на Юпітері в 1930-х роках. Вони схожі на білі овали, і їх добре видно внизу і праворуч від Великої Червоної плями на малюнку \(\PageIndex\) . У 1998 році космічний корабель «Галілео» спостерігав, як два з цих овалів зіткнулися і злилися в один.

Ми не знаємо, що викликає Велику червону пляму або білі овали, але ми маємо уявлення, як вони можуть тривати так довго, як тільки вони утворюються. На Землі життя великого океанічного урагану або тайфуну зазвичай становить кілька тижнів або навіть менше, коли він рухається по континентах і стикається з тертям з сушею. Юпітер не має твердої поверхні, щоб уповільнити атмосферне збудження; крім того, величезний розмір збурень надає їм стабільності. Ми можемо підрахувати, що на планеті без твердої поверхні тривалість життя всього такого великого, як Червона пляма, повинна вимірюватися століттями, тоді як тривалість життя білих овалів повинна вимірюватися десятиліттями, що майже те, що ми спостерігали.

Незважаючи на менші розміри Нептуна і різний склад хмари, «Вояджер» показав, що він має атмосферну особливість, напрочуд схожу на Велике Червоне Пляма Юпітера. Велика темна пляма Нептуна мала довжину майже 10 000 кілометрів (рис. \(\PageIndex\) ). На обох планетах гігантські бурі, що утворилися на 20° S широті, мали однакову форму і займали приблизно однакову частку діаметра планети. Велика темна пляма оберталася з періодом 17 днів проти приблизно 6 днів для Великої Червоної плями. Однак, коли космічний телескоп Хаббла досліджував Нептуна в середині 1990-х років, астрономи не змогли знайти слідів Великої Темної Плями на своїх знімках.

Хоча багато деталей погоди на планетах Джовіана ще не зрозумілі, зрозуміло, що якщо ви шанувальник драматичної погоди, ці світи – це місце для пошуку. Ми вивчаємо особливості цих атмосфер не лише для того, що вони повинні навчити нас про умови на планетах Джовіана, але й тому, що ми сподіваємось, що вони можуть допомогти нам зрозуміти погоду на Землі трохи краще.

Приклад \(\PageIndex\)

Швидкість вітру в кругових штормових системах може бути грізною як на Землі, так і на планетах-гігантах. Подумайте про наші великі земні урагани. Якщо ви спостерігаєте за їх поведінкою на супутникових знімках, показаних на погодних точках, ви побачите, що для обертання їм потрібно близько одного дня. Якщо шторм має діаметр 400 км і обертається один раз в 24 години, яка швидкість вітру?

Швидкість дорівнює відстані, поділеної на час. Відстань в даному випадку дорівнює окружності ( \(2 \pi R\) або \(\pi d\) ), або приблизно 1250 км, а час – 24 ч, тому швидкість на краю шторму становила б близько 52 км/год До центру шторму швидкість вітру може бути набагато вище.

Вправа \(\PageIndex\)

Велика червона пляма Юпітера обертається за 6 d і має окружність, еквівалентну колу радіусом 10000 км. Розрахуйте швидкість вітру по зовнішньому краю плями.

Для Великої Червоної Плями Юпітера окружність ( \(2 \pi R\) ) становить близько 63 000 км. Шість d дорівнює 144 год, що передбачає швидкість близько 436 км/год Це набагато швидше, ніж швидкість вітру на Землі.

Ключові поняття та резюме

Чотири планети-гіганти мають, як правило, подібні атмосфери, що складаються здебільшого з водню та гелію. Їх атмосфери містять невелику кількість метану та газу аміаку, обидва з яких також конденсуються, утворюючи хмари. Більш глибокі (невидимі) хмарні шари складаються з води і, можливо, гідросульфіду амонію (Юпітер і Сатурн) і сірководню (Нептун). У верхніх атмосферах вуглеводні та інші мікросполуки виробляються методом фотохімії. Ми точно не знаємо, що викликає кольори в хмарах Юпітера. Атмосферні рухи на планеті-гігантах переважають циркуляції схід-захід. Юпітер відображає найактивніші хмарні візерунки, з Нептуном другим. Сатурн взагалі м’який, незважаючи на надзвичайно високі швидкості вітру, а Уран безликий (можливо, через відсутність внутрішнього джерела тепла). Великі шторми (системи високого тиску овальної форми, такі як Велика червона пляма на Юпітері та Велика темна пляма на Нептуні) можна зустріти в деяких атмосферах планети.

Виноски

1 Нагадаємо з попередніх глав, що конвекція – це процес, при якому рідини, нагріті знизу, мають області, де гарячий матеріал піднімається, а більш холодний матеріал опускається. Ви можете побачити конвекцію на роботі, якщо нагріти вівсяну кашу на плиті або спостерігати за кипінням місо-супу.

Глосарій