Jupiters atmosfære

Jupiters atmosfære er atmosfæren til planeten Jupiter. Dette er den største planetariske atmosfæren i solsystemet. Den består hovedsakelig av molekylær hydrogen og helium i solare proporsjoner; andre kjemiske finnes kun i små mengder og inkluderer metan, ammoniakk, hydrogensulfid og vann. Selv om vannet er tenkt å ligge dypt i atmosfæren, er dens direkte målte konsentrasjonen svært lav. Forekomsten av oksygen, nitrogen, svovel og edelgasser i Jupiters atmosfære overgår solverdiene med en faktor på rundt tre. Atmosfæren til Jupiter mangler en klar nedre grense og gradvise overganger mot det flytende indre av planeten, men fra nederst til øverst består atmosfæren av lagene troposfære, stratosfære, termosfære og eksosfære der hvert lag har karakteristiske temperaturgradienter.
Det laveste laget, troposfæren, har et komplisert system av skyer og tåker bestående av lag med ammoniakk, ammoniumhydrosulfid og vann. De øvre ammoniakkskyene synlige på Jupiters overflate er delt inn i et dusin sonale striper parallelt med ekvator og er avgrenset av kraftige sonale strømmer (vind) i atmosfæren kjent som jetstrømmer. Stripene varierer i farge: de mørke stripene kalles belter mens de lyse kalles soner. Sonene er kaldere enn beltene og stammer fra oppstrømmende luft mens beltene markerer synkende luft. Den lysere fargen i sonene antas å komme som et resultat av ammnoiakkis, men hva som gir beltene den mørkere fargen er ikke kjent med sikkerhet. Opprinnelsen til disse stripete strukturene og jetstrømmene er fremdeles ikke godt forstått, selv om det eksisterer to modeller. Den grunne modellen hevder at de er overflatefenomener som ligger over et stabilt indre, mens den dype modellen hevder at stripene bare er overflateutslag fra de dype sirkulasjonene i Jupiters mantel av molekylær hydrogen som er organisert i en rekke sylindre.
Den jovianske atmosfæren viser et bredt spekter av aktive fenomener, inkludert ustabiliteter i stripene, virvler (sykloner og antisykloner), stormer og lyn. Virvlene fremstår som store røde, hvite eller brune flekker (ovaler). De to største av to flekkene er en store røde flekken og Oval BA som også er rød. Disse to og de flest andre store flekker er antisyklone. Mindre antisykloner pleier å være hvite. Virvlene antas å være relativt grunne strukturer med dybder som ikke overstiger flere hundre kilometer. Den store røde flekken ligger på Jupiters sørlige halvkule og er den største kjente virvelen i solsystemet. Den er kjent å ha eksistert i minst tre hundre år og er stor nok til å romme flere jordkloder. Oval BA som ligger sør for den store røde flekken er en rød flekk som oppstod i 2000 etter at tre mindre hvite ovaler slo seg sammen. I størrelse er den omtrent en tredjedel av den store røde flekken.
Jupiter har kraftige stormer som alltid ledsages av lynnedslag. Stormene er et resultat av fuktig konveksjon i atmosfæren koblet til fordamping og kondensasjon av vann. De er områder med sterk oppadgående luftbevegelse, noe som fører til dannelse av lyse tette skyer, og de dannes hovedsakelig i belteregioner. Lynnedslagene på Jupiter er kraftigere enn de på jorden. Det er imidlertid færre av dem og gjennomsnittsnivåene på lynaktivitetene er sammenlignbare med de på jorden.

Vertikalstruktur

Jupiters atmosfære er klassifisert i fire lag etter stigende høyde: troposfæren, stratosfære, termosfæren og eksosfæren. I motsetning til jordens atmosfære mangler Jupiters en mesosfære. Jupiter har ikke en fast overflate, og det laveste laget i atmosfæren, troposfæren, har en glidende overgang inn til planetens flytende indre. Dette er et resultat av at temperaturene og trykkene ligger godt over det kritiske punktet for hydrogen og helium, noe som betyr at der ikke er noen klar grense mellom gass- og væskefase. Hydrogen blir en superkritisk væske ved trykk rundt 12 bar.
Siden den nedre grensen for atmosfæren er dårlig definert er nivået for et trykk på 10 bar, en høyde på ca. 90 km under nivået for 1 bar trykk, vanligvis brukt som utgangspunkt for troposfæren. I vitenskapelig litteratur blir nivået for 1 bar trykk vanligvis valgt som et nullpunkt for høyde – en «overflate» for Jupiter. Som med jorden har ikke det øvre atmosfærelaget, eksosfæren, noen godt definert øvre grense. Tettheten avtar gradvis før den smidig går over til interplanetarisk materie omtrent 5 000 km over «overflaten».
De vertikale temperaturforandringene tilsvarer de som er i jordens atmosfære. Temperaturen i troposfæren synker når høyden blir større helt til den når et minimum i tropopausen som er grensen mellom troposfæren og stratosfæren. På Jupiter er tropopausen omtrent 50 km over de synlige skyene (eller nivået for 1 bar) hvor trykket og temperaturen er ca. 0,1 bar og 110 K. I stratosfæren stiger temperaturen til ca. 200 K ved overgangen til termosfæren i en høyde av ca. 320 km og 1 μbar. I troposfæren fortsetter temperaturen å stige til den når 1 000 K i en høyde av ca. 1 000 km hvor trykket er ca. 1 nbar.
Jupiters troposfære inneholder en komplisert skystruktur. De øvre skyene som ligger i trykkområdet 0,6–0,9 bar består av ammoniakkis. Under disse skyene av ammoniakkis antas det at det finnes skyer av ammoniumhydrosulfid eller ammoniumsulfid (mellom 1–2 bar) og vann (3–7 bar). Skyer av metan finnes ikke siden temperaturen er for høy til at det kan kondensere. De vannholdige skyene danner det tetteste skylaget og har den sterkeste påvirkningen på atmosfærens dynamikk. Dette er et resultat av høyere fordampningsvarmefor vann og høyere vannforekomst i forhold til ammoniakk og hydrogensulfid (oksygen er et mer rikelig kjemisk grunnstoff enn både nitrogen og svovel). Over hovedskylagene ligger ulike troposfæriske og stratosfæriske dislag ved henholdsvis 200–500 mbar og 10–100 mbar. Sistnevnte består av tunge polyaromatiserte hydrokarboner eller hydrazin som er generert fra metan i den øvre stratosfæren (1–100 μbar) under påvirkning av solens ultrafiolette stråling (UV). Forekomsten av metan i stratosfæren i forhold til molekylært hydrogen er ca. 10⁻⁴, mens mengdeforholdet til andre hydrokarboner som etan og acetylen til molekylært hydrogen er ca. 10⁻⁶.

Termosfæren

Termosfæren ligger ved trykk lavere enn 1 μbar og fremviser fenomener som airglow, polare nordlys og utslipp av røntgenstråling. Innenfor den ligger en lag med økende tetthet av elektroner og ioner som danner ionosfæren. De høye temperaturene i termosfæren (800–1 000 K) har ikke blitt fullt ut forklart enda; eksisterende modeller forutsier en temperatur som ikke er høyere enn 400 K. De kan være forårsaket av absorpsjon av høyenergi solstråling (ultrafiolett eller røntgen) ved varming fra de ladde partiklene som faller fra den jovianske magnetosfæren, eller ved spredning av gravitasjonsbølger som forplanter seg oppover. Termosfæren og eksosfæren ved polene og ved lavere breddegrader avgir røntgenstråling, noe som først ble observert av Einstein-observatoriet i 1983. Energipartiklene som kommer fra Jupiters magnetosfære skaper lyse ovaler av nordlys som omkranser polene. I motsetning til de terrestriske analogene, som bare vises under magnetiske stormer, er nordlyset permanente formasjoner i Jupiters atmosfære. Termosfæren på Jupiter var det første stedet utenfor jorden hvor trihydrogenion (H+
3) ble oppdaget. Dette ionet utstråler sterkt i den midterste infrarøde delen av spektret med bølgelengder mellom 3 og 5 μm; dette er den viktigste kjølemekanismen i termosfæren.

Soner, belter og jetstrømmer

Den synlige overflaten på Jupiter er delt inn i en rekke striper parallelt med ekvator. Det er to typer striper: lyst fargede soner og relativt mørke belter. Den brede ekvatoriale sonen (engelsk Equatroial Zone, EZ) strekker seg mellom ca. breddegrader 7°S til 7°N. Over og under denne sonen ligger nord- og sør-ekvatoriale belter (NEB og SEB) som strekker seg til henholdsvis 18°N og 18°S. Lengre fra ekvator ligger nord- og sør-tropiske soner (NtrZ og STrZ). De vekslende mønstrene av belter og soner fortsetter til polområdene ved ca. 50 . breddegrad hvor deres synlige forekomst blir noe dempet. De grunnleggende belte-sonene-strukturen strekker seg trolig godt mot polene, minst mot 80° nord eller sør.
Forskjellen i utseende mellom sonene og beltene er forårsaket av tettheten til skyene. Konsentrasjonen av ammoniakk er høyere i sonene, noe som fører til tettere skyere av ammoniakkis ved høyere nivåer som i sin tur fører til de lysere fargene. På den annen side er skyene i beltene tynnere og ligger på lavere nivåer. Den øvre troposfæren er kaldere i soner og varmere i belter. Den eksakte karakteren av kjemikaliene som gjør jovianske soner og striper så fargerike er ikke kjent, men de kan inkludere kompliserte forbindelser av svovel, fosfor og karbon.
De jovianske stripene er avgrenset av sonale atmosfæriske strømmer (vinder) kalt jetstrømmer. De vestgående (retrograde) jetstrømmene finnes i overgangen fra sonene til beltene (beveger seg bort fra ekvator), mens de østgående (prograd) jetstrømmene markerer overgangen fra belter til soner. Slike mønstre av strømningshastighet betyr at den sonale vinden avtar i beltene og øker i soner fra ekvator til polene. Derfor er vindskjær i beltene syklonsk mens de i sonene er antisyklonske. Den ekvatoriale sonene er et unntak fra denne regelen og har en sterk østgående (prograd) jetstrøm og et lokalt minimum av vindhastigheter nøyaktig ved ekvator. Jetstrømhastighetene er høye på Jupiter og når over 100 m/s. Disse hastighetene tilsvarer ammoniakkskyer som ligger i trykkområdet 0,7–1 bar. De prograde jetstrømmene er generelt kraftigere enn de retrograde jetstrømmene. Den vertikale utstrekningen av jetstrømmene er ikke kjent. De forfaller over to til tre skalahøyder over skyene mens under skynivået øker vindene noe og forblir konstant ned til minst 22 bar – den maksimale operative dybden som ble nådd av Galileo.
Opprinnelsen til Jupiters stripete struktur er ikke helt klar, selv om den kan være lik den som driver jordens Hadleyceller. Den enkleste tolkningen er at soner er områder med atmosfærisk oppstrømning mens beltene er manifestasjoner av nedstrømning. Når luften som er anriket i ammoniakk stiger i sonene, ekspanderes den, avkjøles og danner høye tette skyer. I belter derimot synker luften og varmes adiabatisk. De hvite ammoniakkskyene fordamper og de lavere mørke skyene kommer frem. Beliggenheten og bredden på stripene og hastighet og beliggenheten til jet-stripene på Jupiter er bemerkelsesverdig stabile, og endret seg bare så vidt fra 1980 til 2000. Et eksempel på endring er en reduksjon av hastigheten til de sterkeste østgående jetstrømmen som ligger på grensen mellom den nordtropiske sonene og det nordtempererte beltet ved 23° N. Stripene varierer imidlertid både i farge og intensitet over tid (se nedenfor).

Spesifikke striper

Beltene og sonene som deler Jupiters atmosfære har alle sine egne navn og unike karakteristikker. De begynner under de nordlige og sørlige polregionene som strekker seg fra polen til omtrent 40–48° N/S. Disse blå-grå områdene er vanligvis uten særpreg.

Dynamikk

Sirkulasjon i Jupiters atmosfære er markant annerledes enn i jordens atmosfære. Det indre av Jupiter er flytende og en fast overflate mangler. Derfor kan konveksjon oppstå gjennom planetens ytre molekylære lag. Per 2008 har det ikke blitt utviklet noen omfattende teori om dynamikken i den jovianske atmosfæren. En slik teori vil måtte forklare følgende fakta: eksistensen av smale stabile striper og jetstrømmer som er symmetrisk relativt til Jupiters ekvator, den sterke prograde jetstrømmen observert ved ekvator, forskjellen mellom sonene og beltene og opprinnelsen og vedvaringen til store virvler som den store røde flekken.
Teoriene om dynamikken i den jovianske atmosfæren kan grovt deles i to: grunn og dyp. Den tidligere holdt fast at den observerte sirkulasjonen i stor grad er begrenset til et tynt ytre (vær)lag av planeten som ligger over det stabile indre. Sistnevnte hypotese postulerer at de observerte atmosfæriske strømmene bare er en overflatemanifestasjon av sirkulasjon med dype røtter i det ytre molekylære laget av Jupiter. Siden begge teoriene har sine suksesser og feil tror mange planetariske forskere at den faktiske sanne teorien vil inneholde elementer fra begge modellene.

Grunne modeller

De første forsøkene på å forklare den jovianske atmosfæredynamikken dateres tilbake til 1960-årene, og de var delvis basert på terrestrisk meteorologi som var godt utviklet på den tiden. Disse grune modellene antok at jetstrømmene på Jupiter er drevet av småskala turbulens som i sin tur vedlikeholdt den fuktige konveksjonen i de ytre lagene av atmosfæren (over de vannholdige skyene). Den fuktige konveksjonen er et fenomen relatert til kondensasjon og fordampning av vann og er en av hoveddrivkreftene i terrestrisk vær. Produksjonen av jetstrømmer i denne modellen er relatert til en velkjent egenskap med todimensjonal turbulens – den såkalte inverse kaskaden hvor små turbulente strukturer (virvler) slår seg sammen og danner en større struktur. Den begrensede størrelsen på planeten betyr at kaskaden ikke kan produsere strukturer som er større enn noen karakteristisk skala, som i Jupiters tilfelle kalles Rhines skala.