Atmosféru Jupitera charakterizujú vysokorýchlostné vetry vanúce v širokých pásmach rovnobežných s rovníkom planéty, pričom v susedných pásoch na Jupiteri sú vetry smerované opačnými smermi. Vietor na Jupiteri dosahuje rýchlosť 500 km/h. Atmosféra Jupitera vytvára obrovský tlak, ktorý sa zvyšuje, keď sa blížite k stredu planéty. Vrstva najvzdialenejšia od jadra pozostáva predovšetkým z obyčajného molekulárneho vodíka a hélia, ktoré sú vo vnútri v kvapalnom stave a navonok sa postupne menia na plynné. Na Jupiteri sú pásma obmedzené zemepisnou šírkou, v rámci ktorých vetry vejú veľmi vysokou rýchlosťou a ich smery sú v susedných pásoch opačné. Malý rozdiel v chemickom zložení a teplote medzi týmito oblasťami stačí na to, aby sa objavili ako farebné pásy. Svetlé pruhy sa nazývajú zóny, tmavé - pásy. Atmosféra Jupitera je veľmi turbulentná. Jasné farby pozorované v oblakoch Jupitera sú výsledkom rôznych chemických reakcií medzi prvkami prítomnými v atmosfére, možno vrátane síry, ktorá môže produkovať širokú škálu farieb, ale podrobnosti zatiaľ nie sú známe.

Mesiace Jupitera

Na začiatku tretieho tisícročia má Jupiter 28 známych satelitov. Štyri z nich sú veľké a ťažké. Pohybujú sa po takmer kruhových dráhach v rovine rovníka planéty. 20 vonkajších satelitov je tak ďaleko od planéty, že sú z jej povrchu voľným okom neviditeľné a Jupiter na oblohe najvzdialenejšieho z nich vyzerá menší ako Mesiac. Množstvo malých satelitov sa pohybuje po takmer rovnakých dráhach. Všetky sú zvyškami väčších satelitov Jupitera, ktoré zničila jeho gravitácia. Vonkajšie satelity Jupitera by mohli byť dobre zachytené gravitačným poľom planéty: všetky sa točia okolo Jupitera v opačnom smere.

Satelit Jupiter.io

Orbit = 422 000 km od Jupitera Priemer = 3630 km Hmotnosť = 8,93*1022 kg

Io je tretí najväčší a najbližší mesiac Jupitera. Io je o niečo väčší ako Mesiac Na rozdiel od väčšiny satelitov vo vonkajšej slnečnej sústave majú Io a Európa podobné zloženie ako pozemské planéty, predovšetkým v prítomnosti silikátových hornín. Io má železné jadro s polomerom 900 km. Povrch Io je radikálne odlišný od povrchu akéhokoľvek iného telesa v slnečnej sústave. Na Io sa našlo veľmi málo kráterov, preto je jeho povrch veľmi mladý. Materiál vybuchujúci zo sopiek Io je nejaká forma síry alebo oxidu siričitého. Sopečné erupcie sa rýchlo menia. Energiu na všetku túto aktivitu Io pravdepodobne získava z prílivových interakcií s Európou, Ganymedom a Jupiterom. Io pretína magnetické siločiary Jupitera a generuje elektrický prúd. Io môže mať svoje vlastné magnetické pole, ako Ganymede. Io má veľmi riedku atmosféru pozostávajúcu z oxidu siričitého a niektorých ďalších plynov. Na rozdiel od iných mesiacov Jupitera má Io veľmi málo alebo žiadnu vodu. Io má pevné kovové jadro obklopené skalnatým plášťom, podobným tomu na Zemi. Tvar Io pod vplyvom Jupitera je značne skreslený. Io je trvalo oválny kvôli rotácii Jupitera a vplyvu prílivu a odlivu.

Cloudové úrovne: keď tlak atmosféry Jupitera dosiahne tlak atmosféry Zeme, zastavíme sa a rozhliadneme sa. Povyše môžete vidieť obvyklú modrú oblohu, okolo víria husté biele oblaky kondenzovaného amoniaku. Jeho vôňa je pre človeka nepríjemná, preto sa neoplatí vetrať naše pozorovacie miesto; okrem toho je vonku mráz: - 100°C.

Červenkastá farba časti Jupiterových oblakov naznačuje, že existuje veľa zložitých chemických zlúčenín. Rôzne chemické reakcie v atmosfére sú iniciované slnečným ultrafialovým žiarením, silnými výbojmi bleskov (búrka na Jupiteri musí byť pôsobivý pohľad!), ako aj teplom prichádzajúcim z vnútra planéty. Atmosféra Jupitera okrem vodíka (81 %) a malého podielu hélia (18 %) obsahuje malé množstvá metánu, amoniaku a vodnej pary. Vedci našli aj stopy acetylénu, etánu, oxidu uhoľnatého, kyseliny kyanovodíkovej, germániumhydridu, fosfínu a propánu. Z tejto chemickej „kaše“ je ťažké vybrať hlavných kandidátov na úlohu oranžového farbiva atmosféry: môžu to byť fosfor, síra alebo organické zlúčeniny.

Ďalšiu vrstvu oblakov tvoria červeno-hnedé kryštály hydrosulfidu amónneho pri teplote - 10 ° C. Vodná para a vodné kryštály tvoria spodnú vrstvu oblakov pri teplote 20 ° C a tlaku niekoľkých atmosfér - takmer nad samotný povrch Jupiterovho oceánu. (Aj keď niektoré modely umožňujú prítomnosť štvrtej vrstvy oblakov - z kvapalného amoniaku.)

Hrúbka vrstvy atmosféry, v ktorej vznikajú všetky tieto úžasné oblakové štruktúry, je 1000 km. Tmavé pruhy a svetlé zóny rovnobežné s rovníkom zodpovedajú atmosférickým prúdom rôznych smerov (niektoré zaostávajú za rotáciou planéty, iné ju predbiehajú). Rýchlosti týchto prúdov sú až 100 m/s. Obrovské víry sa tvoria na hranici viacsmerných prúdov. Obzvlášť pôsobivá je Veľká červená škvrna – kolosálny atmosférický vír. Nie je známe, kedy vznikol, no už 300 rokov ho pozorujú ďalekohľadmi.

Nedávne štúdie ukazujú, že čím ďalej je planéta od Slnka, tým menej turbulentná je jej atmosféra, tým menej intenzívna je výmena tepla medzi susednými oblasťami a tým menej energie sa rozptýli. V atmosfére veľkých planét sú fyzikálne procesy také, že energia z jednotlivých malých oblastí sa prenáša do väčších a následne sa hromadí v globálnych štruktúrach vzduchu – zonálne toky. Tieto prúdy sú pásy mrakov, ktoré možno vidieť aj malým ďalekohľadom. Susedné toky sa pohybujú v opačných smeroch. Ich farba sa môže mierne líšiť v závislosti od chemického zloženia. Farebné oblaky sa nachádzajú v najvyšších vrstvách Jupitera (ich hĺbka je asi 0,1 – 0,3 % polomeru planéty). Pôvod ich sfarbenia zostáva záhadou, aj keď zrejme možno tvrdiť, že súvisí so stopovými zložkami atmosféry a naznačuje zložité chemické procesy, ktoré sa v nej vyskytujú. Na základe štúdie sondy Cassini z konca roku 2000 sa zistilo, že svetelné pásy a Veľká červená škvrna (obrovská búrka s veľkosťou hlavnej osi asi 35 000 km a vedľajšou osou 14 000 km) sú spojené so zostupnými prúdmi (vertikálna cirkulácia atmosférických hmôt); je tu vyššia oblačnosť a nižšia teplota ako v iných oblastiach. Farba oblakov koreluje s výškou: modré štruktúry sú vrchné, hnedé ležia pod nimi, potom biele. Červené štruktúry sú najnižšie. Červenkastý odtieň planéty sa pripisuje najmä prítomnosti červeného fosforu v atmosfére a prípadne organickej hmoty vznikajúcej pri elektrických výbojoch. V oblasti, kde je tlak asi 100 kPa, je teplota asi 160 K. V atmosfére Jupitera boli pozorované búrky. Teplota hornej oblačnosti je -130°C. Jupiter uvoľňuje o 60 % viac energie, ako dostáva od Slnka. Atmosféra odráža 45% prichádzajúceho slnečného žiarenia. Zistila sa aj prítomnosť ionosféry, ktorej dĺžka na výšku je asi 3000 km.

Veľká červená škvrna: Povrch Jupitera nemožno pozorovať priamo kvôli hustej vrstve oblakov, ktorá je vzorom striedajúcich sa tmavých pásov a svetlých zón. Rozdiely vo farbe pásov sú spôsobené malými chemickými a teplotnými rozdielmi. Pozície a veľkosti pásiem a zón sa postupne menia s časom. Jasné farby pozorované v oblakoch Jupitera sú pravdepodobne výsledkom šikovných chemických reakcií elementárnych nečistôt v jeho atmosfére, možno vrátane síry, ktorej zlúčeniny vytvárajú širokú škálu farieb. Tmavé pruhy a svetlé zóny zamračenej štruktúry Jupitera, ktorého rýchlosť niekedy dosahuje 500 km/h, vďačia za svoju existenciu aj za svoj tvar hurikánovým vetrom, ktoré obklopujú planétu v smere poludníka. Na Zemi vetry vznikajú veľkým rozdielom teplôt – viac ako 40° Celzia medzi pólom a rovníkom. Ale pól aj rovník Jupitera majú približne rovnakú teplotu (-130 ° C), aspoň v spodnej časti mrakov. Je zrejmé, že vetry Jupitera sú poháňané hlavne jeho vnútorným teplom, a nie slnečným teplom, ako na Zemi.

Vo všeobecnosti sa chemické zloženie atmosféry celej planéty výrazne nelíši od slnečnej a pripomína malú hviezdu.

Veľká červená škvrna je ovál s rozmermi 14 000 x 35 000 km (teda dva zemské disky). Hmota vo Veľkej červenej škvrne sa pohybuje proti smeru hodinových ručičiek a za 7 pozemských dní urobí úplnú revolúciu. Spot sa posunie vzhľadom na priemernú pozíciu v jednom alebo druhom smere. Štúdie ukazujú, že pred 100 rokmi bola jeho veľkosť dvakrát väčšia. V roku 1938 bol zaznamenaný vznik a vývoj troch veľkých bielych oválov blízko 30° južnej šírky. Pozorovatelia si všimli aj sériu malých bielych oválov, ktoré tiež predstavujú víry. Dá sa preto predpokladať, že Červená škvrna nie je ojedinelým útvarom, ale najmocnejším členom rodiny búrok. Historické záznamy neodhalia takéto dlhoveké systémy v stredných severných zemepisných šírkach. V blízkosti 15° severnej šírky sú veľké tmavé ovály, no podmienky potrebné na vznik vírov a ich následnú premenu na stabilné systémy ako Červená škvrna existujú len na južnej pologuli.

Na Jupiteri niekedy dochádza ku kolíziám takýchto veľkých cyklónových systémov. Jedna z nich sa odohrala v roku 1975, čo spôsobilo, že červená farba Škvrny na niekoľko rokov vybledla. v roku 2002 došlo k podobnej kolízii medzi Veľkou červenou škvrnou a Veľkým bielym oválom. Biely ovál je súčasťou oblačného pásu s obežnou dobou kratšou ako Veľká červená škvrna. Ovál začala koncom februára 2002 brzdiť Veľká červená škvrna a kolízia pokračovala celý mesiac. Červená farba Veľkej červenej škvrny je pre vedcov záhadou, pravdepodobne spôsobená chemikáliami, ktoré obsahujú fosfor. V skutočnosti sú farby a mechanizmy, ktoré dávajú vzhľad celej atmosfére Jovian, stále zle pochopené a dajú sa vysvetliť iba priamym meraním jej parametrov.

zlúčenina: Horná vrstva oblačnosti je hrubá asi 50 km. V tejto oblasti je tlak v atmosfére porovnateľný s tlakom na Zemi, no s hĺbkou sa rýchlo zvyšuje. Pod mrakmi sa nachádza vrstva hrubá asi 21 000 km, pozostávajúca zo zmesi vodíka a hélia, vodík so zvyšujúcim sa tlakom a teplotou (až do 6000 °C) postupne mení skupenstvo z plynného na kvapalné. Pod vrstvou tekutého vodíka je 40 000 km hlboké more tekutého kovového vodíka. Na Zemi neznámy tekutý kovový vodík vzniká pri tlaku 3 milióny atmosfér. Skladá sa z protónov a elektrónov a je vynikajúcim vodičom elektriny. Nedávne experimenty ukázali, že vodík náhle nemení svoju fázu, a preto vnútro Jupitera nemá jasné hranice medzi vrstvami. Vedci sa domnievajú, že Jupiter má pevné jadro, ktoré má jeden a pol násobok priemeru Zeme, ale je 10- až 30-krát hustejšie. Aj keď je na Jupiteri pevný povrch, človek na ňom nemôže stáť bez strachu, že bude rozdrvený váhou nad spodnou atmosférou. Podľa teoretických výpočtov je teplota jadra planéty asi 30 000 °C a tlak 30-100 miliónov atmosfér. Takéto podmienky sú pre termonukleárne reakcie nepostačujúce, no Jupiter vyžaruje do vesmíru asi 2-krát viac energie, ako dostáva od Slnka. Je najpravdepodobnejšie, že nadmerné tepelné žiarenie planéty je výsledkom gravitačnej kontrakcie planéty, ktorá trvá dodnes. Teplo sa šíri atmosférou a presakuje von cez oblasti bez oblačnosti, ktoré sa vhodne nazývajú „horúce miesta“. Jupiter sa rýchlo otáča okolo svojej vlastnej osi (2,5-krát rýchlejšie ako Zem) a pôsobenie obrovskej odstredivej sily viedlo k tomu, že planéta sa citeľne sploštila. Polárny polomer Jupitera je o 4400 km menší ako rovníkový. Rovnako ako na Slnku má rýchlosť jeho rotácie na rovníku maximálnu hodnotu a s rastúcou zemepisnou šírkou klesá. Dôvod tohto rozdielu zostáva zatiaľ nejasný.

Skúmanie Jupitera

© Vladimír Kalanov,
webové stránky"Poznanie je moc".

Atmosféra Jupitera

BKP a biely ovál

rovníková zóna

Atmosféru Jupitera tvorí najmä molekulárny vodík (76,1 % hmotnosti) a hélium (23,8 % hmotnosti). V malom množstve je prítomný metán (0,21 %), amoniak, inertné plyny, ako aj kryštály vodného ľadu. Na povrchu Jupitera neustále fúka silný vietor. Na Zemi by sme vetry s rýchlosťou 150 m/s nazvali hurikány, no pre Jupiter sú takéto vetry normálne. Zistilo sa, že na severnej pologuli Jupitera dosahuje atmosférický vietor rýchlosť 600 km/h (to je 166 m/s).

Jasná hranica medzi povrchom a atmosférou na Jupiteri, rovnako ako na iných plynných planétach, neexistuje. Na určenie takejto hranice astronómovia zaviedli koncept podmienenej „nulovej výšky“, pri ktorej sa obráti teplotný gradient, t.j. spustí sa odpočítavanie teploty. Na presné určenie nulovej nadmorskej výšky na Jupiteri ešte nie je dostatočne prebádaná jeho atmosféra. Tlaková hladina 1 nbar sa považuje za hornú hranicu atmosféry planéty. Pri meraní fyzikálnych vlastností atmosféry sondou Galileo bol použitý referenčný bod s tlakom 1 atmosféra.

Podľa sondy Galileo sa rýchlosť vetra najprv zvyšuje s hĺbkou a potom sa stáva konštantnou. Pri úrovni tlaku 0,5 atm. rýchlosť vetra bola 90 m/s, dosahovala 170 m / s na úrovni 4 atm. a potom sa takmer nezmenil.

Rýchlosť/smer zonálnych vetrov na Jupiteri ako funkcia zemepisnej šírky

V rovníkovej oblasti Jupitera vetry vejú dopredu, t.j. v smere rotácie planéty, rýchlosťou cca. 70-140 m/s. Ale už na 15-18 stupňoch severnej a južnej šírky sa smer prúdenia plynu mení na opačný, kde dosahuje rýchlosť 50-60 m/s. V budúcnosti sa dopredné a spätné atmosférické prúdy niekoľkokrát nahradia a rýchlosť vetra v nich klesá s rastúcou zemepisnou šírkou. V subpolárnych zemepisných šírkach je zónová rýchlosť vetra blízka nule.

Zistilo sa, že v atmosfére Jupitera sa nachádzajú tri vrstvy oblakov. Navrchu sú oblaky zamrznutého amoniaku, dole kryštály sírovodíka amónneho a metánu a v najnižšej vrstve vodný ľad a možno aj tekutá voda.

Atmosféra Jupitera je vysoko elektricky aktívna. Nepretržite tam dunia búrky. Blesky dosahujú dĺžku 1000 km a ešte viac. V zemskej atmosfére sú blesky dlhé 50 km vzácnosťou.

Blesky v atmosfére Jupitera. Snímka nočnej strany planéty.

Vonkajšia vrstva Jupitera má podľa moderných predstáv hrúbku 0,15 polomeru planéty, t.j. asi 10 000 km pozostáva z plynu (zmes vodíka a hélia). Za touto vrstvou je vrstva tekutého molekulárneho vodíka (zmes tekutého vodíka a hélia). Hrúbka tejto vrstvy je asi 0,75 polomeru planéty, t.j. cca 54tis km. teplota kvapalného vodíka v tejto vrstve dosahuje 2000°C. Ďalej, v hĺbke až 0,9 polomeru planéty (asi 65 000 km) je vodík v pevnom kovovom stave s hustotou 11 (g/cm³) a teplotou 20 000 °C. Tlak v tejto zóne dosahuje 5 miliónov zemských atmosfér.

Jadro Jupitera je pevný útvar kremičitanu železa a kamenných hornín. Polomer jadra môže byť od 0,1 do 0,15 polomeru planéty a jeho hmotnosť je asi 4% celkovej hmotnosti Jupitera.

Kovovým vodíkom sa rozumie jeho stav agregácie, keď pod tlakom niekoľkých miliónov zemských atmosfér elektróny atómov vodíka stratia spojenie s protónmi a voľne sa pohybujú vo vnútri okolitej hmoty. Podobne sa elektróny správajú aj v kovoch.

Keďže je Jupiter od Slnka veľmi vzdialený, dostáva 27-krát menej slnečného tepla ako Zem. Merania uskutočnené zo Zeme a automatickými sondami ukázali, že energia infračerveného žiarenia Jupitera je asi 1,5-násobkom tepelnej energie, ktorú planéta prijíma zo vzdialeného Slnka. Takže Jupiter má vnútorné zásoby tepla. Predpokladá sa, že tieto zásoby tepelnej energie sú zvyškové od vzniku planéty. Nemá zmysel hádať, aké hodnoty môže dosiahnuť teplota v útrobách Jupitera, hoci niektorí autori uvádzajú možnú úroveň od 23 000 ° C do 100 000 ° C.

Povrch Jupitera sa slabo zahrieva v dôsledku nízkej tepelnej vodivosti látok, ktoré tvoria vnútorné vrstvy planéty. Na povrchu Jupitera preto vládne strašný chlad – až mínus 150 °C. Vplyv vnútorného zdroja tepla na Jupiter sa zároveň prejavuje tým, že v jeho atmosfére neustále zúria cyklóny a anticyklóny, neustále fúka silné vetry zo západu na východ, potom z východu na západ. Na takéto prejavy atmosférickej aktivity by bola tepelná energia prijatá Jupiterom zo Slnka úplne nepostačujúca. Potvrdzujú to meteorologické výpočty.

Jupiterovo magnetické pole

Až do roku 1979 nemali vedci žiadne údaje o prítomnosti alebo neprítomnosti magnetického poľa na Jupiteri. Z vedeckých informácií získaných v marci 1979 z automatickej medziplanetárnej stanice Voyager 1 a neskôr od AMC "Odyseus", bolo jasné, že Jupiter má silné magnetické pole. Podľa niektorých odhadov je sila magnetického poľa na Jupiteri takmer 50-krát vyššia ako na Zemi. Magnetická os je naklonená o 10,2 ± 0,6° vzhľadom na os rotácie Jupitera. Magnetické póly Jupitera sú obrátené vzhľadom na póly planéty. Preto by strelka kompasu na Jupiteri ukazovala severným koncom na juh. Predpokladá sa, že magnetické pole na Jupiteri generuje vysoko vodivý kovový vodík v dôsledku rýchlej rotácie planéty.

Odvážnosť tohto predpokladu spočíva v tom, že nikto na Zemi nikdy nevidel kovový vodík a teda nikto neštudoval vlastnosti tejto, vo všeobecnosti, hypotetickej látky. Ale v tomto prípade sa fantázia vedcov zhoduje s realitou: magnetické pole Jupitera napokon skutočne existuje.

Magnetické pole Jupitera siaha do veľkej vzdialenosti od planéty, najmenej sto polomerov Jupitera, t.j. dosiahne Saturn. Ak by bolo možné vidieť magnetosféru Jupitera z povrchu Zeme, potom by jej uhlové rozmery presahovali rozmery Mesiaca v splne pri pohľade zo Zeme.

Magnetické pole Jupitera vytvára okolo planéty silné radiačné pásy, t.j. oblasti vyplnené nabitými časticami. Radiačné pásy Jupitera sú 40 000-krát intenzívnejšie ako radiačné pásy Zeme.

Model magnetosféry Jupitera

Prítomnosť nabitých častíc v magnetosfére Jupitera spôsobuje polárne žiary, ktoré sa vyskytujú v atmosfére vysokých zemepisných šírok oboch hemisfér planéty. Polárne žiary na Jupiteri sú veľmi intenzívne a možno ich pozorovať aj zo Zeme.

Súčasne sa zistila prítomnosť plazmového prstenca okolo Jupitera; oblasti, kde nie sú žiadne nabité častice. Existencia plazmy sa vysvetľuje možnou ionizáciou pôsobením slnečného žiarenia vyvrhnutých sopiek aktívnych na mesiaci Io.

Jupiterove prstence

V roku 1979 sondy Voyager 1 a Voyager 2 objavil prstence obklopujúce Jupiter. Systém týchto krúžkov pozostáva z dvoch vonkajších a jedného vnútorného. Prstence sa nachádzajú v rovníkovej rovine Jupitera a nachádzajú sa vo vzdialenosti 55 000 km od hornej atmosféry. Prstence sú malé skalnaté úlomky, prach a kúsky ľadu, ktoré obiehajú planétu. Odrazivosť väčšiny hmoty prstencov je nízka, takže je mimoriadne ťažké si prstence zo Zeme všimnúť. To je rozdiel medzi prstencami Jupitera a prstencami iného plynného obra - Saturna, ktoré dobre odrážajú slnečné svetlo a sú k dispozícii na pozorovanie. Najjasnejšia a najviditeľnejšia časť Jupiterových prstencov je široká asi 6 400 km (presnejšie hlboká) a hrubá až 30 km. Z pohľadu nebeskej mechaniky sú prstence Jupitera státisíce malých a maličkých satelitov, ktoré sa točia okolo tejto planéty. Ale astronomická veda, samozrejme, nepovažuje malé kúsky kameňa, kúsky ľadu a iné vesmírne odpadky, ktoré sa točia okolo každej planéty, za satelity.

© Vladimír Kalanov,
"Poznanie je moc"

Vážení návštevníci!

Vaša práca je zakázaná JavaScript. Zapnite skripty v prehliadači a uvidíte plnú funkčnosť stránky!

Jupiter vstúpil do sondy z kozmickej lode Galileo. Sonda získala dôležité údaje o štruktúre vrstvy oblakov Jupitera a chemickom zložení jeho atmosféry. Atmosféru Jupitera tvorí hlavne vodík a hélium. Okrem toho sa ukázalo, že hélium je výrazne menšie ako v primárnom zložení Slnka. Vysvetľuje to skutočnosť, že hélium, keďže je ťažšie, sa ukladá v nižších vrstvách atmosféry. Zo zostávajúcich prvkov zostáva len 1 % hmotnosti. Ukázalo sa, že uhlíka a síry je 2-3 krát viac ako v zložení Slnka. Výsledky systému Galileo ukazujú, že teplota jadra Jupitera sa zdá byť najmenej 20 000 K.

pruhy

Európe

Už prvé obrázky z Voyageru upozorňovali na Európu, mesiac Jupitera. Na Európe bola nájdená hustá sieť pretínajúcich sa čiar. Podrobnejšia štúdia povrchu Európy, ktorú uskutočnila najmä spoločnosť AMS Galileo, ukázala, že povrch Európy je obrovský ľadový štít rozbitý mnohými trhlinami. Hrúbka krytu je zatiaľ neznáma. Podľa rôznych odhadov sa pohybuje od 10 do 20 km. Je pravda, že v poslednej dobe sa verilo, že hrúbka ľadovej pokrývky je výrazne menšia.

Pred niekoľkými rokmi sa zistilo, že v trhlinách sa pohybujú obrovské ľadové bloky, čo sa interpretovalo ako znak prítomnosti tekutej vody na Európe. Prítomnosť tekutej vody je nevyhnutnou podmienkou existencie života. V súčasnosti však nie sú možné žiadne štúdie, ktoré by tento predpoklad mohli potvrdiť alebo vyvrátiť.

Keď tlak atmosféry Jupitera dosiahne tlak atmosféry Zeme, zastavíme sa a rozhliadneme sa. Povyše môžete vidieť obvyklú modrú oblohu, okolo víria husté biele oblaky kondenzovaného amoniaku. Vonku je navyše mráz: - 100 ° C. Červenkastá farba časti jovských oblakov naznačuje, že existuje veľa zložitých chemických zlúčenín. Rôzne chemické reakcie v atmosfére sú iniciované slnečným ultrafialovým žiarením, silnými výbojmi blesku (búrka na Jupiteri by mala byť pôsobivým pohľadom!), ktorých sila je o tri rády väčšia ako sila Zeme, ako aj polárna žiara, ako aj teplo prichádzajúce z útrob planéty.

Atmosféru Jupitera tvorí vodík (81 % podľa počtu atómov a 75 % hmotnosti) a hélium (18 % podľa počtu atómov a 24 % hmotnosti). Podiel ostatných látok nie je vyšší ako 1 %. Atmosféra obsahuje metán, vodnú paru, amoniak; sú tam aj stopy organických zlúčenín, etán, sírovodík, neón, kyslík, fosfén, síra. Vonkajšie vrstvy atmosféry obsahujú kryštály zmrazeného amoniaku. Z tejto chemickej „kaše“ je ťažké vybrať hlavných uchádzačov o úlohu oranžového farbiva atmosféry: môže to byť fosfor, síra alebo organické zlúčeniny.

Ďalšiu vrstvu oblakov tvoria červenohnedé kryštály hydrosulfidu amónneho pri teplote -10°C.

Vodná para a vodné kryštály tvoria spodnú vrstvu oblakov pri teplote 20 °C a tlaku niekoľkých atmosfér – takmer nad samotným povrchom Jupiterovho oceánu. (Aj keď niektoré modely umožňujú prítomnosť štvrtej vrstvy oblakov - z kvapalného amoniaku.)

Hrúbka vrstvy atmosféry, v ktorej vznikajú všetky tieto úžasné oblakové štruktúry, je 1000 km. Tmavé pruhy a svetlé zóny rovnobežné s rovníkom zodpovedajú atmosférickým prúdom rôznych smerov (niektoré zaostávajú za rotáciou planéty, iné ju predbiehajú). Rýchlosti týchto prúdov sú až 100 m/s.

Obrovské víry sa tvoria na hranici viacsmerných prúdov. Obzvlášť pôsobivá je Veľká červená škvrna – kolosálny atmosférický vír. Nie je známe, kedy vznikol, no už 300 rokov ho pozorujú ďalekohľadmi.

Nedávne štúdie ukazujú, že čím ďalej je planéta od Slnka, tým menej turbulentná je jej atmosféra, tým menej intenzívna je výmena tepla medzi susednými oblasťami a tým menej energie sa rozptýli. V atmosfére veľkých planét sú fyzikálne procesy také, že energia z jednotlivých malých oblastí sa prenáša do väčších a následne sa hromadí v globálnych štruktúrach vzduchu – zonálne toky. Tieto prúdy sú pásy mrakov, ktoré možno vidieť aj malým ďalekohľadom. Susedné toky sa pohybujú v opačných smeroch. Ich farba sa môže mierne líšiť v závislosti od chemického zloženia. Farebné oblaky sa nachádzajú v najvyšších vrstvách Jupitera (ich hĺbka je asi 0,1 – 0,3 % polomeru planéty). Pôvod ich sfarbenia zostáva záhadou, aj keď zrejme možno tvrdiť, že súvisí so stopovými zložkami atmosféry a naznačuje zložité chemické procesy, ktoré sa v nej vyskytujú.

veľká červená škvrna

vesmírny satelit planéty Jupiter

Veľká červená škvrna (GRS) je atmosferický útvar na Jupiteri, najpozoruhodnejší útvar na disku planéty, pozorovaný takmer 350 rokov. BKP objavil Giovanni Cassini v roku 1665. Detail zaznamenaný v poznámkach Roberta Hooka z roku 1664 možno tiež identifikovať ako BKP. Pred Voyagerom mnohí astronómovia verili, že slnečná škvrna je pevná.

BKP je obrovský anticyklónový hurikán, 24-40 tisíc km dlhý a 12-14 tisíc km široký (výrazne väčší ako Zem). Veľkosť škvrny sa neustále mení, všeobecná tendencia je klesať; Pred 100 rokmi bol BKP asi 2x väčší. Po jej dĺžke sa zmestili 3 planéty veľkosti Zeme.

Škvrna sa nachádza približne na 22° južnej šírky a pohybuje sa rovnobežne s rovníkom planéty. Okrem toho sa plyn v BKP otáča proti smeru hodinových ručičiek s dobou rotácie asi 6 pozemských dní. Rýchlosť vetra vo vnútri miesta presahuje 500 km/h.

Horná vrstva oblakov BKP sa nachádza približne 8 km nad horným okrajom okolitej oblačnosti. Bodová teplota je o niečo nižšia ako priľahlé oblasti.

Červená farba BKP zatiaľ nenašla jednoznačné vysvetlenie. Možno je táto farba daná škvrnám chemickými zlúčeninami vrátane fosforu. Okrem BKP sú na Jupiteri aj iné „hurikánové miesta“, ktoré sú menšie. Môžu byť biele, hnedé a červené a vydržia desiatky rokov (možno aj dlhšie). Škvrny v atmosfére Jupitera boli zaznamenané na južnej aj severnej pologuli, no stabilné, ktoré existujú už dlhú dobu, z nejakého dôvodu existujú iba na južnej pologuli. V dôsledku rozdielu rýchlostí prúdov atmosféry Jupitera občas dochádza ku kolíziám hurikánov.