Курс общей астрономии

параллелей) направления ветра в атмосфере Юпитера. Механизм, который приводит в действие общую циркуляцию на Юпитере, такой же, как на Земле (см. 130): разность в количестве тепла, получаемого от Солнца на полюсах и экваторе, вызывает возникновение гидродинамических потоков, которые отклоняются в зональном направлении кориолисовой силой. При таком быстром вращении, как у Юпитера, линии тока практически параллельны экватору. Картина усложняется конвективными движениями, которые наиболее интенсивны на границах между гидродинамическими потоками, имеющими разную скорость. Конвективные движения выносят вверх окрашивающее вещество, присутствием которого объясняется слегка красноватый цвет Юпитера. В области темных полос конвективные движения наиболее сильны, и это объясняет их более интенсивную окраску. Так же как и в земной атмосфере, на Юпитере могут формироваться циклоны. Оценки показывают, что крупные циклоны, если они образуются в атмосфере Юпитера, могут быть очень устойчивы (время жизни до 105 лет). Вероятно, Большое Красное пятно является примером такого циклона. Изображения Юпитера, полученные при помощи аппаратуры, установленной на американских космических аппаратах "Пионер-10" и "Пионер-11" (см. ниже), показали, что Большое Красное пятно не является единственным образованием такого типа: имеется несколько устойчивых красных пятен меньшего размера. Спектроскопическими наблюдениями установлено присутствие в атмосфере Юпитера молекулярного водорода Н2 , гелия Не , метана СН4 , аммиака МН3 , этана С2Н6 , ацетилена С2Н2 и водяного пара Н2О. По-видимому, элементный состав атмосферы (и всей планеты в целом) не отличается от солнечного (около 90% водорода, 9% гелия, 1% более тяжелых элементов). Полное давление у верхней границы облачного слоя составляет около 1 атм. Облачный слой имеет сложную структуру. Верхний ярус состоит из кристалликов NН3 , ниже должны быть расположены облака из кристаллов льда и капелек воды. Инфракрасная яркостная температура Юпитера, измеренная в интервале 8-14 мк, равна в центре диска 128-130 °К. На рис. 180 показан температурный разрез Юпитера по диаметру. Видно, что температура Т, измеренная на краю, ниже, чем в центре диска. Это можно объяснить следующим образом. На краю диска луч зрения идет наклонно, и эффективный излучающий уровень (т.е. уровень, на котором достигается оптическая толщина t = 1) расположен в атмосфере на большей высоте, чем в центре диска. Если температура в атмосфере падает с увеличением высоты, то яркость и температура на краю будут несколько меньше. Слой аммиака толщиной в несколько