Յուպիտերի մթնոլորտ

**Յուպիտերի մթնոլորտ,** Արեգակնային համակարգում ամենամեծ մոլորակային մթնոլորտ: Այն հիմնականում բաղկացած է մոլեկուլյար ջրածնից և հելիումից՝ մոտավորապես արեգակնային համամասնություններով. այլ քիմիական միացությունները ներկա են միայն փոքր քանակություններով և ներառում են մեթան, ամոնիակ, ջրածնի սուլֆիդ և ջուր: Թեև ենթադրվում է, որ ջուրը գտնվում է մթնոլորտի խորքում, դրա անմիջականորեն չափված կոնցենտրացիան շատ ցածր է: Յուպիտերի մթնոլորտում ազոտի, ծծմբի և ազնիվ գազերի պարունակությունը գերազանցում է արեգակնային արժեքները մոտավորապես երեք անգամ։

Յուպիտերի մթնոլորտը չունի հստակ ստորին սահման և աստիճանաբար անցնում է մոլորակի հեղուկ ներքին մասին: Ստորինից վերին՝ մթնոլորտային շերտերն են տրոպոսֆերան, ստրատոսֆերան, թերմոսֆերան և էկզոսֆերան: Յուրաքանչյուր շերտ ունի բնորոշ ջերմաստիճանային գրադիենտներ: Ամենաստորին շերտը՝ տրոպոսֆերան, ունի ամպերի և մշուշների բարդ համակարգ, որը բաղկացած է ամոնիակի, ամոնիումի հիդրոսուլֆիդի և ջրի շերտերից: Յուպիտերի մակերևույթին տեսանելի վերին ամոնիակային ամպերը կազմակերպված են հասարակածին զուգահեռ տասնյակ գոտիներով և սահմանափակված են հզոր գոտիական մթնոլորտային հոսքերով (քամիներով), որոնք հայտնի են որպես *շիթեր,* ցուցաբերելով մի երևույթ, որը հայտնի է որպես մթնոլորտային գերպտույտ: Գոտիները հերթափոխվում են գույներով. մուգ գոտիները կոչվում են *գոտիներ*, իսկ լուսավոր գոտիները կոչվում են *զոնաներ*: Զոնաները, որոնք ավելի սառն են քան գոտիները, համապատասխանում են վերընթաց հոսքերին, մինչդեռ գոտիները նշում են իջնող գազը: Ենթադրվում է, որ զոնաների ավելի բաց գույնը առաջանում է ամոնիակի սառույցից. անորոշ է, թե ինչն է գոտիներին տալիս իրենց ավելի մուգ գույները: Գոտիական կառուցվածքի և շիթերի ծագումները լավ հասկացված չեն, թեև գոյություն ունեն «ծանծաղ մոդել» և «խորը մոդել»:

Յուպիտերյան մթնոլորտը ցույց է տալիս ակտիվ երևույթների լայն շրջանակ, ներառյալ գոտիների անկայունություն, պտուտահողմեր (ցիկլոններ և հակացիկլոններ), փոթորիկներ և կայծակներ։ Պտուտահողմերը դրսևորվում են որպես մեծ կարմիր, սպիտակ կամ դարչնագույն բծեր (օվալներ): Ամենամեծ երկու բծերն են Մեծ Կարմիր Բիծը (ՄԿԲ) և Օվալ BA-ն, որը նույնպես կարմիր է: Այս երկուսը և մյուս խոշոր բծերի մեծ մասը հակացիկլոնային են: Ավելի փոքր հակացիկլոնները սովորաբար սպիտակ են: Համարվում է, որ պտուտահողմերը համեմատաբար ծանծաղ կառուցվածքներ են՝ մի քանի հարյուր կիլոմետրը չգերազանցող խորությամբ: Գտնվելով հարավային կիսագնդում՝ ՄԿԲ-ն Արեգակնային համակարգի հայտնի ամենամեծ պտուտահողմն է: Այն կարող է կլանել երկու կամ երեք Երկիր և գոյություն է ունեցել առնվազն երեք հարյուր տարի: ՄԿԲ-ից հարավ գտնվող Օվալ BA-ն ՄԿԲ-ի չափի մեկ երրորդի հասնող կարմիր բիծ է, որը ձևավորվել է 2000 թվականին՝ երեք սպիտակ օվալների միաձուլման արդյունքում:

Յուպիտերն ունի հզոր փոթորիկներ, որոնք հաճախ ուղեկցվում են կայծակների հարվածներով: Փոթորիկները մթնոլորտում տեղի ունեցող խոնավ կոնվեկցիայի արդյունք են, որը կապված է ջրի գոլորշիացման և կոնդենսացման հետ: Դրանք օդի ուժեղ վերընթաց շարժման վայրեր են, ինչը հանգեցնում է պայծառ և խիտ ամպերի ձևավորմանը: Փոթորիկները հիմնականում ձևավորվում են գոտիական շրջաններում: Յուպիտերի վրա կայծակների հարվածները հարյուրավոր անգամ ավելի հզոր են, քան Երկրի վրա դիտվողները, և ենթադրվում է, որ դրանք կապված են ջրային ամպերի հետ: Juno-ի վերջին դիտարկումները ենթադրում են, որ Յուպիտերյան կայծակների հարվածները տեղի են ունենում ջրային ամպերի բարձրությունից վեր (3-7 բար): Հեղուկ ամոնիակ-ջրային կաթիլների և ջրի սառույցի մասնիկների միջև լիցքերի բաժանումը կարող է առաջացնել ավելի բարձր բարձրության կայծակներ: Վերին մթնոլորտային կայծակներ են դիտվել նաև 1 բար մակարդակից 260 կմ բարձրության վրա:

## Ուղղահայաց կառուցվածք

Յուպիտերի մթնոլորտը դասակարգվում է չորս շերտերի՝ ըստ բարձրության աճման. տրոպոսֆերա, ստրատոսֆերա, թերմոսֆերա և էկզոսֆերա: Ի տարբերություն Երկրի մթնոլորտի, Յուպիտերինը մեզոսֆերա չունի: Յուպիտերը չունի պինդ մակերևույթ, և ամենաստորին մթնոլորտային շերտը՝ տրոպոսֆերան, սահուն կերպով անցնում է մոլորակի հեղուկ ներքին մասին: Սա ջերմաստիճանների և ճնշումների՝ ջրածնի և հելիումի կրիտիկական կետերի արժեքներից բավականին բարձր լինելու արդյունք է, ինչը նշանակում է, որ գազային և հեղուկ փուլերի միջև հստակ սահման չկա: Ջրածինը համարվում է գերկրիտիկական հեղուկ, երբ ջերմաստիճանը 33 Կ-ից բարձր է, իսկ ճնշումը՝ 13 բարից բարձր:

Քանի որ մթնոլորտի ստորին սահմանը հստակ որոշված չէ, 10 բար ճնշման մակարդակը, որը գտնվում է 1 բար մակարդակից մոտ 90 կմ ներքև և ունի մոտ 340 Կ ջերմաստիճան, սովորաբար դիտարկվում է որպես տրոպոսֆերայի հիմք: Գիտական գրականության մեջ 1 բար ճնշման մակարդակը սովորաբար ընտրվում է որպես բարձրությունների զրոյական կետ՝ Յուպիտերի «մակերևույթ»: Ինչպես սովորաբար լինում է, վերին մթնոլորտային շերտը՝ էկզոսֆերան, հստակ վերին սահման չունի: Խտությունն աստիճանաբար նվազում է, մինչև սահուն կերպով անցնում է միջմոլորակային միջավայրին՝ «մակերևույթից» մոտավորապես 5,000 կմ վեր:

Յուպիտերի մթնոլորտում ջերմաստիճանի ուղղահայաց գրադիենտները նման են Երկրի մթնոլորտի գրադիենտներին: Տրոպոսֆերայի ջերմաստիճանը նվազում է բարձրության հետ, մինչև հասնում է նվազագույնի տրոպոպաուզայում, որը տրոպոսֆերայի և ստրատոսֆերայի միջև սահմանն է: Յուպիտերի վրա տրոպոպաուզան գտնվում է տեսանելի ամպերից (կամ 1 բար մակարդակից) մոտավորապես 50 կմ վեր: Տրոպոպաուզայում ճնշումը և ջերմաստիճանը մոտավորապես 0.1 բար և 110 Կ են: (Սա տալիս է 340−110=230 °C անկում 90+50=140 կմ-ի վրա: Երկրի վրա ադիաբատիկ լապսի գործակիցը մոտ 9.8 °C է կիլոմետրի վրա: Ադիաբատիկ լապսի գործակիցը համեմատական է միջին մոլեկուլային զանգվածին և ձգողական ուժին: Վերջինս մոտ 2.5 անգամ ավելի ուժեղ է քան Երկրի վրա, սակայն միջին մոլեկուլային զանգվածը մոտ 15 անգամ պակաս է:) Ստրատոսֆերայում ջերմաստիճանները բարձրանում են մինչև մոտ 200 Կ՝ թերմոսֆերա անցման կետում, մոտ 320 կմ բարձրության և 1 μբար ճնշման պայմաններում: Թերմոսֆերայում ջերմաստիճանները շարունակում են բարձրանալ՝ ի վերջո հասնելով 1000 Կ-ի մոտ 1000 կմ բարձրության վրա, որտեղ ճնշումը մոտ 1 նբար է:

Յուպիտերի տրոպոսֆերան պարունակում է բարդ ամպային կառուցվածք: Վերին ամպերը, որոնք գտնվում են 0.6–0.9 բար ճնշման տիրույթում, կազմված են ամոնիակի սառույցից: Այս ամոնիակի սառցե ամպերի տակ ենթադրվում է, որ գոյություն ունեն ավելի խիտ ամպեր՝ կազմված ամոնիումի հիդրոսուլֆիդից ((NH4)SH) կամ ամոնիումի սուլֆիդից ((NH4)2S, 1-2 բար միջակայքում) և ջրից (3-7 բար): Մեթանի ամպեր չկան, քանի որ ջերմաստիճանները չափազանց բարձր են դրա կոնդենսացման համար: Ջրային ամպերը կազմում են ամպերի ամենախիտ շերտը և ունեն ամենաուժեղ ազդեցությունը մթնոլորտի դինամիկայի վրա: Սա ջրի ավելի բարձր կոնդենսացման ջերմության և ամոնիակի ու ջրածնի սուլֆիդի համեմատ ջրի ավելի բարձր առատության արդյունք է (թթվածինը ավելի առատ քիմիական տարր է, քան ազոտը կամ ծծումբը): Հիմնական ամպային շերտերի վերևում գտնվում են տրոպոսֆերային (200-500 մբար) և ստրատոսֆերային (10-100 մբար) մշուշի տարբեր շերտեր: Ստրատոսֆերային մշուշի շերտերը կազմված են կոնդենսացված ծանր պոլիցիկլիկ արոմատիկ ածխաջրածիններից կամ հիդրազինից, որոնք առաջանում են վերին ստրատոսֆերայում (1-100 μբար)՝ մեթանից, արեգակնային ուլտրամանուշակագույն ճառագայթման (ՈւՄ) ազդեցության տակ: Ստրատոսֆերայում մեթանի առատությունը մոլեկուլային ջրածնի համեմատ մոտ 10−4 է, մինչդեռ այլ թեթև ածխաջրածինների, ինչպիսիք են էթանը և ացետիլենը, առատության հարաբերությունը մոլեկուլային ջրածնին մոտ 10−6 է:

Յուպիտերի թերմոսֆերան գտնվում է 1 μբար-ից ցածր ճնշումների պայմաններում և ցուցաբերում է այնպիսի երևույթներ, ինչպիսիք են օդալույսը, բևեռային արշալույսները և ռենտգենյան ճառագայթումը: Դրա ներսում գտնվում են էլեկտրոնների և իոնների բարձր խտությամբ շերտեր, որոնք ձևավորում են իոնոսֆերան: Թերմոսֆերայում գերակշռող բարձր ջերմաստիճանները (800-1000 Կ) դեռևս չեն բացատրվել։ գոյություն ունեցող մոդելները կանխատեսում են ոչ ավելի քան մոտ 400 Կ ջերմաստիճան: Դրանք կարող են առաջանալ բարձր էներգիայի արեգակնային ճառագայթման (ՈւՄ կամ ռենտգենյան) կլանման, Յուպիտերի մագնիսոլորտից նստվածքների տեսքով իջնող լիցքավորված մասնիկների տաքացման, կամ վերընթաց տարածվող գրավիտացիոն ալիքների դիսիպացիայի հետևանքով: Բևեռներում և ցածր լայնություններում թերմոսֆերան և էկզոսֆերան արձակում են ռենտգենյան ճառագայթներ, որոնք առաջին անգամ դիտվել են Էյնշտեյնի Աստղադիտարանի կողմից 1983 թվականին: Յուպիտերի մագնիսոլորտից եկող էներգիական մասնիկները ստեղծում են պայծառ արշալույսային օղակներ, որոնք շրջապատում են բևեռները: Ի տարբերություն իրենց երկրային նմանակների, որոնք հայտնվում են միայն մագնիսական փոթորիկների ժամանակ, արշալույսները Յուպիտերի մթնոլորտի մշտական հատկանիշներ են: Թերմոսֆերան Երկրից դուրս առաջին վայրն էր, որտեղ հայտնաբերվեց եռաջրածնի կատիոնը (H+3): Այս իոնն ուժեղ ճառագայթում է միջին ինֆրակարմիր տիրույթում՝ 3-ից 5 μմ ալիքի երկարության միջակայքում. սա թերմոսֆերայի հովացման հիմնական մեխանիզմն է:

## Քիմիական բաղադրություն


Յուպիտերի մթնոլորտի կազմը նման է մոլորակի ընդհանուր կազմին: Յուպիտերի մթնոլորտն ամենահամապարփակ ուսումնասիրվածն է բոլոր հսկա մոլորակների մթնոլորտներից, քանի որ այն անմիջականորեն դիտարկվել է *Գալիլեո* մթնոլորտային զոնդի կողմից, երբ այն մտավ Յուպիտերյան մթնոլորտ 1995 թվականի դեկտեմբերի 7-ին: Յուպիտերի մթնոլորտի կազմի մասին տեղեկատվության այլ աղբյուրներ են Ինֆրակարմիր Տիեզերական Աստղադիտարանը (ISO), *Գալիլեո* և *Կասսինի* ուղեծրային սարքերը,[2] և Երկրից կատարված դիտարկումները:

Յուպիտերյան մթնոլորտի երկու հիմնական բաղադրիչներն են մոլեկուլային ջրածինը (H 2) և հելիումը։ Հելիումի առատությունը մոլեկուլների քանակով մոլեկուլային ջրածնի համեմատ 0.157 ± 0.004 է, և դրա զանգվածային մասնաբաժինը 0.234 ± 0.005 է, ինչը մի փոքր ցածր է Արեգակնային համակարգի նախնական արժեքից: Այս ցածր առատության պատճառը լիովին հասկացված չէ, բայց հելիումի մի մասը հնարավոր է կոնդենսացված լինի Յուպիտերի միջուկում։ Այս կոնդենսացումը հավանաբար տեղի է ունենում հելիումի անձրևի տեսքով. քանի որ 10,000 կմ-ից ավելի խորություններում ջրածինն անցնում է մետաղական վիճակի, հելիումն առանձնանում է նրանից՝ ձևավորելով կաթիլներ, որոնք, լինելով ավելի խիտ քան մետաղական ջրածինը, իջնում են դեպի միջուկ: Սա կարող է նաև բացատրել նեոնի խիստ սակավությունը (տես Աղյուսակը), տարր, որը հեշտությամբ լուծվում է հելիումի կաթիլներում և նույնպես կտեղափոխվեր դրանց հետ դեպի միջուկ:

Մթնոլորտը պարունակում է տարբեր պարզ միացություններ, ինչպիսիք են ջուրը, մեթանը (CH4), ջրածնի սուլֆիդը (H2S), ամոնիակը (NH3) և ֆոսֆինը (PH3): Դրանց առատությունը խորը (10 բարից ցածր) տրոպոսֆերայում ենթադրում է, որ Յուպիտերի մթնոլորտը հարստացված է ածխածին, ազոտ, ծծումբ և հնարավոր է թթվածին[b] տարրերով՝ Արեգակի համեմատ 2-4 անգամ: Ազնիվ գազերը՝ արգոնը, կրիպտոնը և քսենոնը նույնպես առկա են արեգակնային մակարդակների համեմատ առատ քանակությամբ (տես աղյուսակը), մինչդեռ նեոնն ավելի սակավ է: Այլ քիմիական միացություններ, ինչպիսիք են արսինը (AsH3) և գերմանը (GeH4), առկա են միայն հետքային քանակություններով: Յուպիտերի վերին մթնոլորտը պարունակում է պարզ ածխաջրածինների փոքր քանակություններ, ինչպիսիք են էթանը, ացետիլենը և դիացետիլենը, որոնք առաջանում են մեթանից՝ արեգակնային ուլտրամանուշակագույն ճառագայթման և Յուպիտերի մագնիսոլորտից եկող լիցքավորված մասնիկների ազդեցության տակ: Համարվում է, որ վերին մթնոլորտում առկա ածխածնի երկօքսիդը, ածխածնի մոնօքսիդը և ջուրն առաջանում են բախվող գիսավորների, օրինակ՝ Շումեյքեր-Լեվի 9-ի հետևանքով: Ջուրը չի կարող գալ տրոպոսֆերայից, քանի որ սառը տրոպոպաուզան գործում է որպես սառը թակարդ՝ արդյունավետորեն կանխելով ջրի բարձրացումը դեպի ստրատոսֆերա (տես վերևում՝ Ուղղահայաց կառուցվածքը)։

Երկրից և տիեզերական սարքերից կատարված չափումները հանգեցրել են Յուպիտերի մթնոլորտում իզոտոպային հարաբերակցությունների մասին գիտելիքների բարելավմանը: 2003 թվականի հուլիսի դրությամբ դեյտերիումի առատության ընդունված արժեքը (2.25 ± 0.35) × 10−5 է, ինչը հավանաբար ներկայացնում է նախնական արժեքը արեգակնամերձ միգամածությունում, որը ծնունդ տվեց Արեգակնային համակարգին: Յուպիտերյան մթնոլորտում ազոտի իզոտոպների՝ 15N-ի և 14N-ի հարաբերակցությունը 2.3 × 10−3 է, մեկ երրորդով ցածր, քան Երկրի մթնոլորտում (3.5 × 10−3): Վերջին հայտնագործությունն առանձնապես նշանակալի է, քանի որ Արեգակնային համակարգի ձևավորման նախկին տեսությունները համարում էին ազոտի իզոտոպների հարաբերակցության երկրային արժեքը նախնական:

## Գոտիներ, գոտիներ և շիթեր
Յուպիտերի տեսանելի մակերևույթը բաժանված է հասարակածին զուգահեռ մի քանի գոտիների: Գոյություն ունեն գոտիների երկու տեսակ՝ բաց գունավորված *զոնաներ* և համեմատաբար մուգ *գոտիներ*: Ավելի լայն Հասարակածային Զոնան (ՀԶ) տարածվում է մոտավորապես 7°H-ից մինչև 7°Հ լայնությունների միջև: ՀԶ-ից վերև և ներքև, Հյուսիսային և Հարավային Հասարակածային գոտիները (ՀՀԳ և ՀՀաԳ) տարածվում են համապատասխանաբար մինչև 18°Հ և 18°Հա: Հասարակածից ավելի հեռու գտնվում են Հյուսիսային և Հարավային Արևադարձային զոնաները (ՀԱԶ և ՀաԱԶ): Գոտիների և զոնաների հերթափոխվող օրինաչափությունը շարունակվում է մինչև բևեռային շրջանները՝ մոտավորապես 50 աստիճան լայնության վրա, որտեղ դրանց տեսանելի արտաքին տեսքը դառնում է որոշ չափով մեղմված:

Զոնաների և գոտիների արտաքին տեսքի տարբերությունը պայմանավորված է ամպերի թափանցիկության տարբերություններով: Զոնաներում ամոնիակի կոնցենտրացիան ավելի բարձր է, ինչը հանգեցնում է ավելի բարձր բարձրություններում ամոնիակի սառույցի ավելի խիտ ամպերի առկայության, ինչն էլ իր հերթին հանգեցնում է դրանց ավելի բաց գույնի: Մյուս կողմից, գոտիներում ամպերն ավելի բարակ են և գտնվում են ավելի ցածր բարձրություններում: Վերին տրոպոսֆերան զոնաներում ավելի սառն է և ավելի տաք՝ գոտիներում: Քիմիական նյութերի ճշգրիտ բնույթը, որոնք Յուպիտերի զոնաներն ու գոտիները դարձնում են այդքան գունավոր, հայտնի չէ, բայց դրանք կարող են ներառել ծծմբի, ֆոսֆորի և ածխածնի բարդ միացություններ:

Յուպիտերի գոտիները սահմանափակված են գոտիական մթնոլորտային հոսքերով (քամիներով), որոնք կոչվում են շիթեր: Արևելյան (պրոգրադ) շիթերը գտնվում են գոտիներից դեպի շերտեր անցման հատվածում (հեռանալով հասարակածից), մինչդեռ արևմտյան (ռետրոգրադ) շիթերը նշում են շերտերից դեպի գոտիներ անցումը: Նման հոսքի արագության օրինաչափությունները նշանակում են, որ շիթերի արևելյան իմպուլսը նվազում է շերտերում և ավելանում է գոտիներում՝ հասարակածից դեպի բևեռ: Հետևաբար, քամու շեղումը շերտերում ցիկլոնային է, իսk գոտիներում՝ հակացիկլոնային: Հասարակածային գոտին (EZ) բացառություն է այս կանոնից՝ ցուցադրելով ուժեղ արևելյան (պրոգրադ) շիթ և ունի քամու արագության տեղային նվազագույն՝ ճիշտ հասարակածում: Շիթերի արագությունները բարձր են Յուպիտերի վրա՝ հասնելով ավելի քան 100 մ/վ: Այս արագությունները համապատասխանում են ամոնիակի ամպերին, որոնք գտնվում են 0.7-1 բար ճնշման տիրույթում: Պրոգրադ շիթերը սովորաբար ավելի հզոր են, քան ռետրոգրադ շիթերը: Շիթերը տարածվում են հազարավոր կիլոմետրեր դեպի ներքին մաս, ինչպես չափվել է Juno տիեզերանավի գրավիտաչափ սարքի կողմից: Ուղղությունը, որով շիթերը տարածվում են դեպի մոլորակ, զուգահեռ է Յուպիտերի պտույտի առանցքին, ոչ թե ռադիալ ուղղությամբ (դեպի մոլորակի կենտրոն)՝ համապատասխանելով Թեյլոր-Պրաուդմանի թեորեմին: Գալիլեո զոնդը չափել է շիթի ուղղահայաց պրոֆիլը իր վայրէջքի ուղեծրի երկայնքով դեպի Յուպիտերի մթնոլորտ՝ պարզելով, որ քամիները մարում են երկուսից երեք մասշտաբի բարձրությունների վրա ամպերից վեր, մինչդեռ ամպերի մակարդակից ներքև քամիները թեթևակի ուժեղանում են և այնուհետև մնում են հաստատուն մինչև առնվազն 22 բար՝ զոնդի հասած առավելագույն գործառնական խորությունը:

Յուպիտերի գունավոր գոտիավոր կառուցվածքի ծագումը լիովին պարզ չէ, թեև այն կարող է նման լինել Երկրի Հեդլիի բջիջների ամպային կառուցվածքին: Ամենապարզ մեկնաբանությունն այն է, որ գոտիները մթնոլորտային վերընթաց հոսքերի վայրեր են, մինչդեռ շերտերը վայրընթաց հոսքերի դրսևորումներ են: Երբ ամոնիակով հարուստ օդը բարձրանում է գոտիներում, այն ընդարձակվում է և սառչում՝ առաջացնելով բարձր և խիտ սպիտակ ամպեր: Սակայն շերտերում օդը իջնում է՝ տաքանալով ադիաբատիկ կերպով, ինչպես Երկրի վրա կոնվերգենցիայի գոտում, և սպիտակ ամոնիակի ամպերը գոլորշիանում են՝ բացահայտելով ավելի ցածր, մուգ ամպեր: Գոտիների դիրքը և լայնությունը, շիթերի արագությունը և դիրքը Յուպիտերի վրա զարմանալիորեն կայուն են՝ փոփոխվելով միայն թեթևակի 1980-ից մինչև 2000 թվականները: Փոփոխության օրինակներից է 23°N լայնության վրա գտնվող Հյուսիսային արևադարձային գոտու և Հյուսիսային բարեխառն շերտերի սահմանին տեղակայված ամենաուժեղ արևելյան շիթի արագության նվազումը: Սակայն գոտիները ժամանակի ընթացքում փոփոխվում են գունավորմամբ և ինտենսիվությամբ: Այս փոփոխությունները առաջին անգամ դիտարկվել են տասնյոթերորդ դարի սկզբում: 

### Meridional շրջանառության բջիջները
Յուպիտերի գունավոր գոտիավոր կառուցվածքի ծագումը լիովին պարզ չէ, թեև այն կարող է նման լինել Երկրի Հեդլիի բջիջների ամպային կառուցվածքին: Ամենապարզ մեկնաբանությունն այն է, որ գոտիները մթնոլորտային վերընթաց հոսքերի վայրեր են, մինչդեռ շերտերը վայրընթաց հոսքերի դրսևորումներ են: Երբ ամոնիակով հարուստ օդը բարձրանում է գոտիներում, այն ընդարձակվում է և սառչում՝ առաջացնելով բարձր և խիտ սպիտակ ամպեր: Սակայն շերտերում օդը իջնում է՝ տաքանալով ադիաբատիկ կերպով, ինչպես Երկրի վրա կոնվերգենցիայի գոտում, և սպիտակ ամոնիակի ամպերը գոլորշիանում են՝ բացահայտելով ավելի ցածր, մուգ ամպեր: Գոտիների դիրքը և լայնությունը, շիթերի արագությունը և դիրքը Յուպիտերի վրա զարմանալիորեն կայուն են՝ փոփոխվելով միայն թեթևակի 1980-ից մինչև 2000 թվականները: Փոփոխության օրինակներից է 23°N լայնության վրա գտնվող Հյուսիսային արևադարձային գոտու և Հյուսիսային բարեխառն շերտերի սահմանին տեղակայված ամենաուժեղ արևելյան շիթի արագության նվազումը: Սակայն գոտիները ժամանակի ընթացքում փոփոխվում են գունավորմամբ և ինտենսիվությամբ: Այս փոփոխությունները առաջին անգամ դիտարկվել են տասնյոթերորդ դարի սկզբում:

### Հատուկ գոտիներ

Յուպիտերի մթնոլորտը բաժանող գոտիներն ու շերտերն ունեն իրենց սեփական անուններն ու յուրահատուկ բնութագրերը: Դրանք սկսվում են Հյուսիսային և Հարավային բևեռային շրջաններից ներքև, որոնք տարածվում են բևեռներից մինչև մոտավորապես 40-48° հյուսիսային/հարավային լայնություն: Այս կապտա-մոխրագույն շրջանները սովորաբար անառանձնահատկություն են:

Հյուսիս-հյուսիսային բարեխառն շրջանը հազվադեպ է ցուցադրում ավելի շատ մանրամասներ, քան բևեռային շրջանները՝ եզրային մթագնման, կարճացման և հատկանիշների ընդհանուր ցրվածության պատճառով: Այնուամենայնիվ, Հյուսիս-հյուսիսային բարեխառն գոտին (ՆՏԲ) ամենահյուսիսային հստակ գոտին է, թեև երբեմն անհետանում է: Խանգարումները սովորաբար լինում են փոքր և կարճատև: Հյուսիս-հյուսիսային բարեխառն շերտը (ՆՆՏԶ) թերևս ավելի նկատելի է, սակայն նույնպես հիմնականում հանգիստ է: Տարածաշրջանում երբեմն նկատվում են այլ փոքր գոտիներ և շերտեր:

Հյուսիսային բարեխառն շրջանը մաս է կազմում լայնական շրջանի, որը հեշտությամբ դիտարկելի է Երկրից, և այդպիսով ունի դիտարկումների գերազանց գրառումներ: Այն նաև ունի մոլորակի ամենաուժեղ պրոգրադ շիթային հոսանքը՝ արևմտյան հոսանք, որը կազմում է Հյուսիսային բարեխառն գոտու (ՆՏԲ) հարավային սահմանը: ՆՏԲ-ն մարում է մոտավորապես տասը տարին մեկ (այդպես էր Վոյաջեր տիեզերանավերի հանդիպումների ժամանակ), ստիպելով Հյուսիսային բարեխառն շերտին (ՆՏԶ) ակնհայտորեն միաձուլվել Հյուսիսային արևադարձային շերտի (ՆՏրոպԶ) հետ: Մյուս դեպքերում, ՆՏԶ-ն բաժանվում է նեղ գոտիով հյուսիսային և հարավային բաղադրիչների:

Հյուսիսային արևադարձային շրջանը բաղկացած է ՀԱՇ-ից (Հյուսիսային արևադարձային շերտ) և Հյուսիսային հասարակածային գոտուց (ՀՀԳ): ՀԱՇ-ը սովորաբար կայուն է գունավորմամբ, փոխելով երանգը միայն ՀԲԳ-ի հարավային շիթային հոսանքի ակտիվության հետ միասին: ՀԲՇ-ի նման, այն նույնպես երբեմն բաժանվում է նեղ գոտիով՝ ՀԱԳ-ով: Հազվադեպ դեպքերում, հարավային ՀԱՇ-ը հյուրընկալում է "Փոքր կարմիր բծեր": Ինչպես անվանումն է հուշում, դրանք Մեծ կարմիր բծի հյուսիսային համարժեքներն են: Ի տարբերություն ՄԿԲ-ի, դրանք սովորաբար հայտնվում են զույգերով և միշտ կարճատև են՝ տևելով միջինում մեկ տարի; մեկը ներկա էր Պիոներ 10-ի այցի ժամանակ:

ՀՀԳ-ն մոլորակի ամենաակտիվ գոտիներից մեկն է: Այն բնութագրվում է հակացիկլոնային սպիտակ օվալներով և ցիկլոնային «բարժերով» (հայտնի նաև որպես «շագանակագույն օվալներ»), որտեղ առաջինները սովորաբար ձևավորվում են ավելի հյուսիս, քան վերջինները; ինչպես ՀԱՇ-ում, այս հատկանիշների մեծ մասը համեմատաբար կարճատև է: Հարավային հասարակածային գոտու նման, ՀՀԳ-ն երբեմն դրամատիկորեն մարում է և «վերակենդանանում»: Այս փոփոխությունների ժամանակահատվածը մոտ 25 տարի է:

Հասարակածային շրջանը (ՀՇ) մոլորակի ամենակայուն շրջաններից մեկն է՝ թե՛ լայնությամբ, թե՛ ակտիվությամբ: ՀՇ-ի հյուսիսային եզրը պարունակում է տպավորիչ փետուրներ, որոնք հարավ-արևմտյան ուղղությամբ ձգվում են ՀՀԳ-ից և սահմանափակված են մուգ, տաք (ինֆրակարմիր) հատկանիշներով, հայտնի որպես տոնածաղիկներ (տաք կետեր): Թեև ՀՇ-ի հարավային սահմանը սովորաբար հանգիստ է, 19-րդ դարի վերջից մինչև 20-րդ դարի սկիզբն արված դիտարկումները ցույց են տալիս, որ այս օրինաչափությունն այն ժամանակ հակառակն էր այսօրվա համեմատ: ՀՇ-ն զգալիորեն տարբերվում է գունավորմամբ՝ բաց գույնից մինչև օխրա կամ նույնիսկ պղնձագույն երանգ; այն երբեմն բաժանվում է Հասարակածային գոտիով (ՀԳ): ՀՇ-ի հատկանիշները շարժվում են մոտավորապես 390 կմ/ժ արագությամբ՝ մյուս լայնությունների համեմատ:

Հարավային արևադարձային շրջանը ներառում է Հարավային հասարակածային գոտին (ՀՀԳ) և Հարավային արևադարձային շերտը: Այն անվիճելիորեն մոլորակի ամենաակտիվ շրջանն է, քանի որ այստեղ է գտնվում նրա ամենաուժեղ ռետրոգրադ շիթային հոսանքը: ՀՀԳ-ն սովորաբար Յուպիտերի ամենալայն, ամենամուգ գոտին է; այն երբեմն բաժանվում է շերտով (ՀՀԳՇ) և կարող է ամբողջովին մարել ամեն 3-15 տարին մեկ՝ նախքան կրկին հայտնվելը ՀՀԳ Վերականգնման ցիկլ կոչվող գործընթացում: Գոտու անհետանալուց հետո մի քանի շաբաթ կամ ամիս անց, սպիտակ բիծ է ձևավորվում և ժայթքում է մուգ շագանակագույն նյութ, որը Յուպիտերի քամիների կողմից ձգվում է՝ դառնալով նոր գոտի: Գոտին վերջերս անհետացել էր 2010 թվականի մայիսին: ՀՀԳ-ի մեկ այլ բնութագրական հատկանիշ է ցիկլոնային խանգարումների երկար շղթան, որը հետևում է Մեծ կարմիր բծին: ՀԱՇ-ի նման, ՀԱՇ-ը մոլորակի ամենանշանակալի շերտերից մեկն է; այն ոչ միայն պարունակում է ՄԿԲ-ն, այլև երբեմն ճեղքվում է Հարավային արևադարձային խանգարումով (ՀԱԽ)՝ շերտի բաժանումով, որը կարող է շատ երկարակյաց լինել; ամենահայտնին տևել է 1901-ից մինչև 1939 թվականը:

Հարավային բարեխառն շրջանը կամ Հարավային բարեխառն գոտին (ՀԲԳ) ևս մեկ մուգ, նշանակալի գոտի է, ավելի քան ՀԲԳ-ն; մինչև 2000 թվականի մարտ, նրա ամենահայտնի հատկանիշներն էին երկարակյաց սպիտակ օվալները՝ BC, DE և FA, որոնք այդ ժամանակից ի վեր միաձուլվել են՝ ձևավորելով Օվալ BA-ն («Կարմիր կրտսեր»): Օվալները մաս էին կազմում Հարավային բարեխառն շերտի, սակայն դրանք տարածվում էին ՀԲԳ-ի մեջ՝ մասնակիորեն արգելափակելով այն: ՀԲԳ-ն երբեմն մարել է, ակնհայտորեն սպիտակ օվալների և ՄԿԲ-ի միջև բարդ փոխազդեցությունների պատճառով: Հարավային բարեխառն շերտի (ՀԲՇ) տեսքը՝ այն շերտի, որտեղ սպիտակ օվալներն առաջացել են, խիստ փոփոխական է:

Յուպիտերի վրա կան այլ հատկանիշներ, որոնք կամ ժամանակավոր են, կամ դժվար է դիտարկել Երկրից: Հարավ-հարավային բարեխառն շրջանն ավելի դժվար է տարբերակել, քան նույնիսկ ՀՀԲՇ-ն․ դրա մանրամասները նուրբ են և կարող են լավ ուսումնասիրվել միայն մեծ աստղադիտակներով կամ տիեզերանավերով: Շատ շերտեր և գոտիներ ավելի անցողիկ բնույթ ունեն և միշտ չէ, որ տեսանելի են: Դրանք ներառում են Հասարակածային գոտին (ՀԳ), Հյուսիսային հասարակածային գոտու շերտը (ՀՀԳՇ, սպիտակ շերտ գոտու ներսում) և Հարավային հասարակածային գոտու շերտը (ՀՀԳՇ): Գոտիները նաև երբեմն բաժանվում են հանկարծակի խանգարման պատճառով: Երբ խանգարումը բաժանում է սովորաբար միասնական գոտին կամ շերտը, ավելացվում է Հ կամ Հր՝ ցույց տալու համար, թե բաղադրիչը հյուսիսային է, թե հարավային․ օրինակ՝ ՀՀԳ(Հ) և ՀՀԳ(Հր):

## Դինամիկա

Յուպիտերի մթնոլորտում շրջանառությունը զգալիորեն տարբերվում է Երկրի մթնոլորտի շրջանառությունից: Յուպիտերի ներքին մասը հեղուկ է և չունի որևէ պինդ մակերես: Հետևաբար, կոնվեկցիան կարող է տեղի ունենալ մոլորակի արտաքին մոլեկուլային թաղանթի ամբողջ տարածքում: 2008 թվականի դրությամբ Յուպիտերի մթնոլորտի դինամիկայի համապարփակ տեսությունը դեռևս մշակված չէ: Նման տեսությունը պետք է բացատրի հետևյալ փաստերը՝ նեղ կայուն գոտիների և շիթերի առկայությունը, որոնք սիմետրիկ են Յուպիտերի հասարակածի նկատմամբ, հասարակածում դիտվող ուժեղ պրոգրադ շիթը, գոտիների և գոտիների միջև տարբերությունը և մեծ պտույտների ծագումն ու կայունությունը, ինչպիսին է Մեծ Կարմիր Բիծը:

Յուպիտերի մթնոլորտի դինամիկային վերաբերող տեսությունները կարելի է լայնորեն բաժանել երկու դասի՝ մակերեսային և խորը: Առաջինը պնդում է, որ դիտված շրջանառությունը հիմնականում սահմանափակված է մոլորակի բարակ արտաքին (եղանակային) շերտով, որը ծածկում է կայուն ներքին մասը: Երկրորդ վարկածը ենթադրում է, որ մթնոլորտային դիտված հոսքերը միայն Յուպիտերի արտաքին մոլեկուլային թաղանթում խորը արմատավորված շրջանառության մակերեսային դրսևորում են: Քանի որ երկու տեսություններն էլ ունեն իրենց հաջողություններն ու ձախողումները, շատ մոլորակագետներ կարծում են, որ իրական տեսությունը կներառի երկու մոդելների տարրերը:

### Մակերեսային մոդելներ
Յուպիտերի մթնոլորտային դինամիկան բացատրելու առաջին փորձերը թվագրվում են 1960-ական թվականներից: Դրանք մասամբ հիմնված էին երկրային օդերևութաբանության վրա, որն այդ ժամանակ արդեն լավ զարգացած էր: Այդ մակերեսային մոդելները ենթադրում էին, որ Յուպիտերի շիթերը առաջանում են փոքր մասշտաբի տուրբուլենտությունից, որն իր հերթին պահպանվում է մթնոլորտի արտաքին շերտում (ջրային ամպերի վերևում) խոնավ կոնվեկցիայի շնորհիվ: Խոնավ կոնվեկցիան երևույթ է, որը կապված է ջրի կոնդենսացման և գոլորշիացման հետ և երկրային եղանակի հիմնական շարժիչ ուժերից մեկն է: Այս մոդելում շիթերի առաջացումը կապված է երկչափ տուրբուլենտության հայտնի հատկության հետ՝ այսպես կոչված հակադարձ կասկադի, որտեղ փոքր տուրբուլենտ կառուցվածքները (պտույտները) միաձուլվում են՝ ավելի մեծերը ձևավորելու համար: Մոլորակի վերջավոր չափը նշանակում է, որ կասկադը չի կարող առաջացնել որոշակի բնութագրական մասշտաբից ավելի մեծ կառուցվածքներ, որը Յուպիտերի համար կոչվում է Ռայնսի մասշտաբ: Դրա գոյությունը կապված է Ռոսբիի ալիքների առաջացման հետ: Այս գործընթացն ընթանում է հետևյալ կերպ. երբ ամենամեծ տուրբուլենտ կառուցվածքները հասնում են որոշակի չափի, էներգիան սկսում է հոսել դեպի Ռոսբիի ալիքներ՝ ավելի մեծ կառուցվածքների փոխարեն, և հակադարձ կասկադը դադարում է: Քանի որ գնդաձև արագ պտտվող մոլորակի վրա Ռոսբիի ալիքների դիսպերսիայի հարաբերությունը անիզոտրոպ է, հասարակածին զուգահեռ ուղղությամբ Ռայնսի մասշտաբն ավելի մեծ է, քան դրան ուղղահայաց ուղղությամբ: Վերը նկարագրված գործընթացի վերջնական արդյունքը մեծ մասշտաբի երկարացված կառուցվածքների առաջացումն է, որոնք զուգահեռ են հասարակածին: Դրանց մերիդիոնալ չափը համապատասխանում է շիթերի իրական լայնությանը: Հետևաբար, մակերեսային մոդելներում պտույտներն իրականում սնուցում են շիթերը և պետք է անհետանան՝ դրանց մեջ միաձուլվելով: 

Չնայած այս եղանակային շերտի մոդելները կարող են հաջողությամբ բացատրել մի քանի տասնյակ նեղ շիթերի գոյությունը, դրանք ունեն լուրջ խնդիրներ: Մոդելի ակնհայտ ձախողումը պրոգրադ (գերպտտվող) հասարակածային շիթն է. որոշ հազվադեպ բացառություններով մակերեսային մոդելները առաջացնում են ուժեղ ռետրոգրադ (թերպտտվող) շիթ՝ հակառակ դիտումներին: Բացի այդ, շիթերը հակված են անկայուն լինել և կարող են ժամանակի ընթացքում անհետանալ: Մակերեսային մոդելները չեն կարող բացատրել, թե ինչպես են Յուպիտերի վրա դիտվող մթնոլորտային հոսքերը խախտում կայունության չափանիշները: Եղանակային շերտի մոդելների ավելի մշակված բազմաշերտ տարբերակները առաջացնում են ավելի կայուն շրջանառություն, բայց շատ խնդիրներ պահպանվում են: Միևնույն ժամանակ, Գալիլեո զոնդը պարզել է, որ Յուպիտերի քամիները տարածվում են ջրային ամպերից շատ ներքև՝ 5-7 բար ճնշման պայմաններում և չեն ցուցաբերում թուլացման նշաններ մինչև 22 բար ճնշման մակարդակը, ինչը ենթադրում է, որ շրջանառությունը Յուպիտերի մթնոլորտում իրականում կարող է խորը լինել:

### Խորը մոդելներ
Խորը մոդելն առաջին անգամ առաջարկվել է Բուսեի կողմից 1976 թվականին: Նրա մոդելը հիմնված էր հեղուկ մեխանիկայի մեկ այլ հայտնի հատկության՝ Թեյլոր-Պրուդմանի թեորեմի վրա: Այն պնդում է, որ ցանկացած արագ պտտվող բարոտրոպ իդեալական հեղուկում հոսքերը կազմակերպված են պտտման առանցքին զուգահեռ գլանների շարքով: Թեորեմի պայմանները հավանաբար բավարարված են Յուպիտերի հեղուկ ներքին մասում: Հետևաբար, մոլորակի մոլեկուլային ջրածնի թիկնոցը կարող է բաժանվել գլանների, որոնցից յուրաքանչյուրն ունի մյուսներից անկախ շրջանառություն: Այն լայնությունները, որտեղ գլանների արտաքին և ներքին սահմանները հատվում են մոլորակի տեսանելի մակերևույթի հետ, համապատասխանում են շիթերին. գլանները դիտվում են որպես գոտիներ և շերտեր:

Խորը մոդելը հեշտությամբ բացատրում է Յուպիտերի հասարակածում դիտվող ուժեղ պրոգրադ շիթը. դրա առաջացրած շիթերը կայուն են և չեն ենթարկվում 2D կայունության չափանիշին: Սակայն այն ունի մեծ դժվարություններ. այն առաջացնում է շատ փոքր թվով լայն շիթեր, և 2008 թվականի դրությամբ 3D հոսքերի իրատեսական մոդելավորումները հնարավոր չեն, ինչը նշանակում է, որ խորը շրջանառությունը հիմնավորելու համար օգտագործվող պարզեցված մոդելները կարող են չնկատել Յուպիտերի ներսում հեղուկ դինամիկայի կարևոր ասպեկտները: 2004 թվականին հրապարակված մեկ մոդել հաջողությամբ վերարտադրեց Յուպիտերի գոտի-շիթ կառուցվածքը: Այն ենթադրում էր, որ մոլեկուլային ջրածնի թիկնոցը ավելի բարակ է, քան մյուս բոլոր մոդելներում՝ զբաղեցնելով Յուպիտերի շառավղի միայն արտաքին 10%-ը: Յուպիտերի ներքին կառուցվածքի ստանդարտ մոդելներում թիկնոցը կազմում է արտաքին 20-30%-ը: Խորը շրջանառության շարժիչ ուժը մեկ այլ խնդիր է: Խորը հոսքերը կարող են առաջանալ և՛ մակերեսային ուժերից (օրինակ՝ խոնավ կոնվեկցիա), և՛ խորը մոլորակային կոնվեկցիայից, որը ջերմությունը դուրս է բերում Յուպիտերի ներսից: Դեռևս պարզ չէ, թե այս մեխանիզմներից որն է ավելի կարևոր:

## Խոնավ կոնվեկցիոն և Y-աձև կառուցվածքներ Յուպիտերի հասարակածային գոտում
Թվային մոդելավորումները ցույց են տալիս, որ Յուպիտերի խորը կոնվեկցիան հիմնականում առաջանում է ջրի կոնդենսացման հետևանքով, որը տեղի է ունենում մոտավորապես 5 բարից մինչև 500 միլիբար ճնշման մակարդակներում: Այս կոնվեկտիվ սյուների վերին բարձրություններում, որտեղ ճնշումը մի քանի հարյուր միլիբար է, հավանական է NH3, H2S և ջրի կոնդենսատների առաջացումը: Ի տարբերություն դրա, 3 բարից բարձր ճնշումների դեպքում ջուրը դառնում է գերակշռող կոնդենսատ: Jupiter-DYNAMICO-ի օգտագործմամբ գլոբալ կլիմայական մոդելի (GCM) մոդելավորումները ցույց են տալիս հասարակածային շրջաններում ավելի թույլ կոնվեկտիվ ակտիվություն՝ միջին և բարձր լայնությունների համեմատ, ինչը համապատասխանում է կայծակների դիտումներին: Հնարավոր է նաև, որ Յուպիտերի ուժեղ փոթորիկների ժամանակ ամոնիակի գոլորշին լուծվում է բարձրացված ջրի սառույցի մեջ 1.1-ից 1.5 բար ճնշման պայմաններում՝ առաջացնելով ամոնիակի և ջրի ցածր ջերմաստիճանային հեղուկ խառնուրդ: Այս գործընթացը նպաստում է ամոնիակով հարուստ *սնկագնդերի* առաջացմանը, որոնք ամոնիակը տեղափոխում են մթնոլորտի ավելի խորը շերտեր:

Յուպիտերի հասարակածում Y-աձև կառուցվածքների առաջացման հնարավոր մեխանիզմն այն է, որ Y-աձև կառուցվածքն առաջանում է հասարակածային մոդոնների և կոնվեկտիվ բարոկլինային Կելվինի ալիքների (CCBCKW-ներ) փոխազդեցությամբ: Այս մեխանիզմը ենթադրում է, որ Y-աձև կառուցվածքներն առաջանում են դիաբատիկ միջավայրում մեծ մասշտաբի տեղայնացված տաքացման արդյունքում, որը բացասական ճնշման կամ դրական լողունակության անոմալիայի կրիտիկական շեմին հասնելիս առաջացնում է *հիբրիդային կառուցվածք*: Այս *հիբրիդային կառուցվածքը* բաղկացած է *քվազի հասարակածային մոդոնից*՝ կոհերենտ դիպոլային կառուցվածքից, որը զուգակցված է CCBCKW-ի հետ, որը տարածվում է դեպի արևելք ինքնապահպանվող և ինքնաշարժ եղանակով: Սկզբնապես հիբրիդը հաստատուն շարժվում է դեպի արևելք, սակայն CCBCKW-ի ավելի մեծ փուլային արագությունը ի վերջո հանգեցնում է դրա անջատմանը *քվազի հասարակածային մոդոնից*: Այս զուգակցված կառուցվածքի կյանքի տևողությունը տատանվում է միջսեզոնայինից մինչև սեզոնային ժամանակահատվածներում: Խոնավ կոնվեկցիան անհրաժեշտ պայման է դեպի արևելք տարածվող կառուցվածքի առաջացման համար:

### Ներքին ջերմություն
1966 թվականից հայտնի է, որ Յուպիտերն ավելի շատ ջերմություն է ճառագայթում, քան ստանում է Արեգակից: Գնահատվում է, որ մոլորակի կողմից արձակված ջերմային հզորության հարաբերությունը Արեգակից կլանված ջերմային հզորությանը կազմում է 1.67 ± 0.09: Յուպիտերից ներքին ջերմային հոսքը 5.44 ± 0.43 Վտ/մ² է, մինչդեռ ընդհանուր արձակված հզորությունը 335 ± 26 պետավատ է: Վերջին արժեքը մոտավորապես հավասար է Արեգակի կողմից ճառագայթված ընդհանուր հզորության մեկ միլիարդերորդ մասին: Այս ավելցուկային ջերմությունը հիմնականում նախնական ջերմությունն է Յուպիտերի ձևավորման վաղ փուլերից, բայց մասամբ կարող է առաջանալ նաև միջուկում հելիումի նստեցման արդյունքում:

Ներքին ջերմությունը կարող է կարևոր լինել Յուպիտերի մթնոլորտի դինամիկայի համար: Չնայած Յուպիտերն ունի փոքր թեքություն՝ մոտ 3°, և նրա բևեռները շատ ավելի քիչ արեգակնային ճառագայթում են ստանում, քան հասարակածը, տրոպոսֆերայի ջերմաստիճանները զգալիորեն չեն փոխվում հասարակածից մինչև բևեռներ: Բացատրություններից մեկն այն է, որ Յուպիտերի կոնվեկտիվ ներքին մասը գործում է որպես ջերմակարգավորիչ՝ բևեռների մոտ ավելի շատ ջերմություն արձակելով, քան հասարակածային շրջանում: Սա հանգեցնում է տրոպոսֆերայում միատեսակ ջերմաստիճանի: Մինչդեռ Երկրի վրա ջերմությունը հասարակածից դեպի բևեռներ հիմնականում փոխանցվում է մթնոլորտի միջոցով, Յուպիտերի վրա խորը կոնվեկցիան հավասարակշռում է ջերմությունը: Համարվում է, որ Յուպիտերի ներքին մասում կոնվեկցիան հիմնականում առաջանում է ներքին ջերմության շնորհիվ:

## Դիսկրետ հատկանիշներ
### Պտույտներ

Յուպիտերի մթնոլորտը հարյուրավոր պտույտների տունն է՝ շրջանաձև պտտվող կառուցվածքների, որոնք, ինչպես Երկրի մթնոլորտում, կարող են բաժանվել երկու դասի՝ ցիկլոններ և հակացիկլոններ: Ցիկլոնները պտտվում են մոլորակի պտույտին նման ուղղությամբ (հյուսիսային կիսագնդում՝ ժամացույցի սլաքին հակառակ և հարավային կիսագնդում՝ ժամացույցի սլաքի ուղղությամբ). հակացիկլոնները պտտվում են հակառակ ուղղությամբ: Սակայն, ի տարբերություն երկրային մթնոլորտի, Յուպիտերի վրա հակացիկլոնները գերակշռում են ցիկլոնների նկատմամբ՝ 2000 կմ-ից մեծ տրամագծով պտույտների ավելի քան 90%-ը հակացիկլոններ են: Յուպիտերյան պտույտների կյանքի տևողությունը տատանվում է մի քանի օրից մինչև հարյուրավոր տարիներ՝ կախված դրանց չափից: Օրինակ, 1000-ից 6000 կմ տրամագծով հակացիկլոնի միջին կյանքի տևողությունը 1-3 տարի է: Պտույտները երբեք չեն դիտվել Յուպիտերի հասարակածային շրջանում (լայնության 10°-ի սահմաններում), որտեղ դրանք անկայուն են: Ինչպես ցանկացած արագ պտտվող մոլորակի վրա, Յուպիտերի հակացիկլոնները բարձր ճնշման կենտրոններ են, մինչդեռ ցիկլոնները՝ ցածր ճնշման:

Յուպիտերի մթնոլորտում հակացիկլոնները միշտ սահմանափակված են գոտիներում, որտեղ քամու արագությունն աճում է հասարակածից դեպի բևեռներ ուղղությամբ: Դրանք սովորաբար պայծառ են և երևում են որպես սպիտակ օվալներ: Դրանք կարող են շարժվել երկայնությամբ, բայց մնում են մոտավորապես նույն լայնության վրա, քանի որ չեն կարող դուրս գալ սահմանափակող գոտուց: Դրանց եզրագծում քամու արագությունները մոտ 100 մ/վ են: Մեկ գոտում գտնվող տարբեր հակացիկլոններ հակված են միաձուլվել, երբ մոտենում են միմյանց: Սակայն Յուպիտերն ունի երկու հակացիկլոն, որոնք որոշ չափով տարբերվում են մյուս բոլորից: Դրանք են Մեծ Կարմիր Բիծը (GRS) և Օվալ BA-ն, վերջինս ձևավորվել է միայն 2000 թվականին: Ի տարբերություն սպիտակ օվալների, այս կառուցվածքները կարմիր են, հավանաբար մոլորակի խորքերից կարմիր նյութի վերհանման պատճառով: Յուպիտերի վրա հակացիկլոնները սովորաբար ձևավորվում են ավելի փոքր կառուցվածքների միաձուլման միջոցով, ներառյալ կոնվեկտիվ փոթորիկները, չնայած մեծ օվալները կարող են առաջանալ շիթերի անկայունությունից: Վերջինս դիտվել է 1938-1940 թվականներին, երբ մի քանի սպիտակ օվալներ հայտնվեցին հարավային բարեխառն գոտու անկայունության արդյունքում. հետագայում դրանք միաձուլվեցին՝ ձևավորելով Օվալ BA-ն:

Ի տարբերություն հակացիկլոնների, Յուպիտերյան ցիկլոնները հակված են լինել փոքր, մուգ և անկանոն կառուցվածքներ: Ավելի մուգ և կանոնավոր կառուցվածքներից մի քանիսը հայտնի են որպես դարչնագույն օվալներ (կամ նշաններ): Սակայն ենթադրվում է մի քանի երկարակյաց մեծ ցիկլոնների գոյությունը: Բացի կոմպակտ ցիկլոններից, Յուպիտերն ունի մի քանի մեծ անկանոն թելանման հատվածներ, որոնք ցուցաբերում են ցիկլոնային պտույտ: Դրանցից մեկը գտնվում է Մեծ Կարմիր Բծի արևմտյան մասում (նրա հետքի շրջանում)՝ հարավային հասարակածային գոտում: Այս հատվածները կոչվում են ցիկլոնային շրջաններ (CR): Ցիկլոնները միշտ գտնվում են գոտիներում և հակված են միաձուլվել, երբ հանդիպում են միմյանց, ճիշտ ինչպես հակացիկլոնները:

Պտույտների խորը կառուցվածքը լիովին պարզ չէ: Համարվում է, որ դրանք համեմատաբար բարակ են, քանի որ մոտ 500 կմ-ից մեծ ցանկացած հաստություն կհանգեցնի անկայունության: Հայտնի է, որ մեծ հակացիկլոնները տարածվում են տեսանելի ամպերից միայն մի քանի տասնյակ կիլոմետր վեր: 2008 թվականի դրությամբ, վաղ վարկածը, որ պտույտները խորը կոնվեկտիվ սյուներ են (կամ կոնվեկտիվ սյունաձև կառուցվածքներ), չի կիսվում մոլորակագետների մեծամասնության կողմից:

#### Մեծ կարմի բիծ
Մեծ Կարմիր Բիծը (GRS) մշտական հակացիկլոնային փոթորիկ է, Յուպիտերի հասարակածից 22° հարավ. Երկրից կատարված դիտումները հաստատում են փոթորիկի նվազագույն կյանքի տևողությունը 350 տարի: Փոթորիկը նկարագրվել է որպես «մշտական բիծ» Ջան Դոմենիկո Կասինիի կողմից՝ այս առանձնահատկությունը 1665 թվականի հուլիսին իր գործիք պատրաստող Էուստաքիո Դիվինիի հետ դիտելուց հետո: Ըստ Ջովանի Բատիստա Ռիչոլիի 1635 թվականի հաղորդման, Լեանդեր Բանդտիուսը, որին Ռիչոլին նույնականացրել է որպես Դունիսբուրգի աբբահայր, ով ուներ «արտասովոր հեռադիտակ», դիտել է մեծ բիծ, որը նա նկարագրել է որպես «օվալաձև, իր ամենաերկար մասում հավասար Յուպիտերի տրամագծի մեկ յոթերորդին»: Ըստ Ռիչոլիի, «այս առանձնահատկությունները հազվադեպ են տեսանելի լինում, և այն էլ միայն բացառիկ որակի և խոշորացման հեռադիտակով»: Սակայն Մեծ Բիծը շարունակաբար դիտվում է 1870-ական թվականներից:

GRS-ը պտտվում է ժամացույցի սլաքին հակառակ ուղղությամբ, մոտավորապես վեց երկրային օրվա կամ 14 յուպիտերյան օրվա պարբերությամբ: Դրա չափերն են 24,000-40,000 կմ արևելքից արևմուտք և 12,000-14,000 կմ հյուսիսից հարավ: Բիծն այնքան մեծ է, որ կարող է պարունակել Երկրի չափսի երկու կամ երեք մոլորակ: 2004 թվականի սկզբին Մեծ Կարմիր Բիծն ուներ մոտավորապես մեկ դար առաջվա իր երկայնական չափի կեսը, երբ այն 40,000 կմ տրամագիծ ուներ: Կրճատման ներկայիս տեմպով այն պոտենցիալ կարող է շրջանաձև դառնալ 2040 թվականին, չնայած դա քիչ հավանական է հարևան շիթային հոսքերի աղավաղող ազդեցության պատճառով: Հայտնի չէ, թե որքան կտևի բծի գոյությունը, կամ արդյոք փոփոխությունը նորմալ տատանումների արդյունք է:

Ըստ Կալիֆոռնիայի համալսարանի (Բերքլի) գիտնականների ուսումնասիրության, 1996-2006 թվականների ընթացքում բիծը կորցրել է իր հիմնական առանցքի երկայնքով տրամագծի 15 տոկոսը։ Քսիլար Ասեյ-Դեվիսը, ով մաս էր կազմում հետազոտությունն իրականացնող թիմի, նշել է, որ բիծը չի անհետանում, քանի որ «արագությունը ավելի հուսալի չափում է, որովհետև Կարմիր Բծի հետ կապված ամպերի վրա մեծապես ազդում են նաև շրջակա մթնոլորտում առկա բազմաթիव այլ երևույթներ»։

Ինֆրակարմիր տվյալները վաղուց ցույց են տվել, որ Մեծ Կարմիր Բիծն ավելի սառն է (և հետևաբար՝ ավելի բարձր է գտնվում), քան մոլորակի մյուս ամպերի մեծ մասը. Մեծ Կարմիր Բծի ամպերի գագաթները շրջակա ամպերից մոտ 8 կմ բարձր են։ Ավելին, մթնոլորտային երևույթների ուշադիր հետևումը բացահայտել է բծի ժամացույցի սլաքին հակառակ շրջանառությունը դեռևս 1966 թվականից՝ դիտարկումներ, որոնք տպավորիչ կերպով հաստատվեցին «Վոյաջեր» տիեզերանավերի առաջին ժամանակագրական տեսանյութերով։ Բիծը տարածականորեն սահմանափակված է հարավում չափավոր արևելյան հոսանքով (պրոգրադ) և հյուսիսում շատ ուժեղ արևմտյան (ռետրոգրադ) հոսանքով։ Թեև բծի եզրերի շուրջ քամիները հասնում են մոտ 120 մ/վ (432 կմ/ժ), դրա ներսի հոսանքները թվում են լճացած՝ քիչ ներհոսքով կամ արտահոսքով։ Բծի պտույտի ժամանակահատվածը նվազել է ժամանակի ընթացքում, հավանաբար դրա չափերի կայուն նվազման ուղղակի արդյունքում։ 2010 թվականին աստղագետները նկարահանեցին Մեծ Կարմիր Բիծը հեռավոր ինֆրակարմիր տիրույթում (8.5-ից 24 μm) նախկինից ավելի բարձր տարածական լուծաչափով և պարզեցին, որ դրա կենտրոնական՝ ամենակարմիր հատվածը շրջակայքից 3-4 Կելվինով ավելի տաք է։ Տաք օդային զանգվածը գտնվում է վերին տրոպոսֆերայում՝ 200-500 միլիբար ճնշման տիրույթում։ Այս տաք կենտրոնական հատվածը դանդաղ հակապտույտ է կատարում և կարող է առաջանալ Մեծ Կարմիր Բծի կենտրոնում օդի թույլ իջեցման պատճառով։

Մեծ Կարմիր Բծի լայնությունը կայուն է եղել դիտարկումների ողջ պատշաճ գրառումների ընթացքում՝ սովորաբար տատանվելով մոտ մեկ աստիճանի սահմաններում։ Սակայն դրա երկայնությունը ենթակա է մշտական փոփոխության։ Քանի որ Յուպիտերի տեսանելի հատկանիշները բոլոր լայնություններում միատեսակ չեն պտտվում, աստղագետները սահմանել են երկայնության որոշման երեք տարբեր համակարգեր։ Համակարգ II-ը օգտագործվում է 10°-ից բարձր լայնությունների համար և սկզբնապես հիմնված էր Մեծ Կարմիր Բծի միջին պտտման արագության վրա՝ 9 ժամ 55 րոպե 42 վայրկյան։ Չնայած դրան, 19-րդ դարի սկզբից ի վեր բիծը Համակարգ II-ում առնվազն 10 անգամ «շրջանցել» է մոլորակը։ Դրա շեղման արագությունը տարիների ընթացքում զգալիորեն փոխվել է և կապված է եղել Հարավային Հասարակածային Գոտու պայծառության և Հարավային Արևադարձային Խռովության առկայության կամ բացակայության հետ։

Ճշգրիտ հայտնի չէ, թե ինչն է առաջացնում Մեծ Կարմիր Բծի կարմրավուն գույնը։ Լաբորատոր փորձերով հաստատված տեսությունները ենթադրում են, որ գույնը կարող է առաջանալ բարդ օրգանական մոլեկուլների, կարմիր ֆոսֆորի կամ մեկ այլ ծծմբային միացության պատճառով։ Մեծ Կարմիր Բիծը զգալիորեն տարբերվում է երանգով՝ գրեթե աղյուսակարմիրից մինչև բաց սաղմոնագույն կամ նույնիսկ սպիտակ։ Ամենակարմիր կենտրոնական հատվածի բարձր ջերմաստիճանը առաջին ապացույցն է, որ Բծի գույնի վրա ազդում են շրջակա միջավայրի գործոնները։ Բիծը երբեմն անհետանում է տեսանելի սպեկտրից՝ դառնալով նկատելի միայն Կարմիր Բծի Խոռոչի միջոցով, որը դրա տեղն է Հարավային Հասարակածային Գոտում (ՀՀԳ)։ Մեծ Կարմիր Բծի տեսանելիությունը ակնհայտորեն կապված է ՀՀԳ-ի արտաքին տեսքի հետ. երբ գոտին պայծառ սպիտակ է, բիծը սովորաբար մուգ է, իսկ երբ այն մուգ է, բիծը սովորաբար բաց է։ Այն ժամանակահատվածները, երբ բիծը մուգ կամ բաց է, տեղի են ունենում անկանոն ընդմիջումներով. 1947-ից 1997 թվականների 50 տարիների ընթացքում բիծն ամենամուգն էր 1961-1966, 1968-1975, 1989-1990 և 1992-1993 թվականների ժամանակահատվածներում։ 2014 թվականի նոյեմբերին ՆԱՍԱ-ի Կասինի առաքելության տվյալների վերլուծությունը բացահայտեց, որ կարմիր գույնը հավանաբար պարզ քիմիական նյութերի արդյունք է, որոնք քայքայվում են մոլորակի վերին մթնոլորտում արևի ուլտրամանուշակագույն ճառագայթման պատճառով։

Մեծ Կարմիր Բիծը չպետք է շփոթել Մեծ Մուգ Բծի հետ՝ մի երևույթ, որը դիտարկվել է Յուպիտերի հյուսիսային բևեռի մոտ (ներքևում) 2000 թվականին «Կասինի-Հյուգենս» տիեզերանավի կողմից։ Նեպտունի մթնոլորտում նկատված մի երևույթ նույնպես կոչվել է Մեծ Մուգ Բիծ։ Այս վերջին երևույթը, որը նկարահանվել էր «Վոյաջեր 2»-ի կողմից 1989 թվականին, հավանաբար ավելի շուտ մթնոլորտային անցք էր, քան փոթորիկ։ Այն այլևս առկա չէր 1994 թվականին, չնայած նմանատիպ մի բիծ հայտնվել էր ավելի հյուսիս։

#### Օվալ BA

Օվալ BA-ն Յուպիտերի հարավային կիսագնդում գտնվող կարմիր փոթորիկ է, որը ձևով նման է Մեծ Կարմիր Բծին, թեև ավելի փոքր է (այն հաճախ սիրալիր կերպով անվանում են «Կարմիր Բիծ Կրտսեր», «Կարմիր Կրտսեր» կամ «Փոքր Կարմիր Բիծ»)։ Հարավային Բարեխառն Գոտում գտնվող այս երևույթը առաջին անգամ նկատվել է 2000 թվականին՝ երեք փոքր սպիտակ փոթորիկների բախումից հետո, և այդ ժամանակից ի վեր ուժգնացել է։

Օվալ BA-ն Յուպիտերի հարավային կիսագնդում գտնվող կարմիր փոթորիկ է, որը ձևով նման է Մեծ Կարմիր Բծին, թեև ավելի փոքր է (այն հաճախ սիրալիր կերպով անվանում են «Կարմիր Բիծ Կրտսեր», «Կարմիր Կրտսեր» կամ «Փոքր Կարմիր Բիծ»)։ Հարավային Բարեխառն Գոտում գտնվող այս երևույթը առաջին անգամ նկատվել է 2000 թվականին՝ երեք փոքր սպիտակ փոթորիկների բախումից հետո, և այդ ժամանակից ի վեր ուժգնացել է։ Օվալ BA-ի մեջ միաձուլված երեք սպիտակ օվալաձև փոթորիկների ձևավորումը կարելի է հետագծել մինչև 1939 թվական, երբ Հարավային Բարեխառն Գոտին պատռվել էր մուգ երևույթների պատճառով, որոնք արդյունավետորեն բաժանեցին գոտին երեք երկար հատվածների։ Յուպիտերի դիտորդ Էլմեր Ջ. Ռիսը մուգ հատվածները պիտակավորեց AB, CD և EF։ Ճեղքվածքները ընդլայնվեցին՝ կրճատելով ՀԲԳ-ի մնացած հատվածները FA, BC և DE սպիտակ օվալների մեջ։ BC և DE օվալները միաձուլվեցին 1998 թվականին՝ ձևավորելով BE օվալը։ Այնուհետև, 2000 թվականի մարտին, BE-ն և FA-ն միացան՝ ձևավորելով Օվալ BA-ն։

Օվալ BA-ն սկսեց դանդաղորեն կարմրել 2005 թվականի օգոստոսին։ 2006 թվականի փետրվարի 24-ին ֆիլիպինցի սիրող աստղագետ Քրիստոֆեր Գոն հայտնաբերեց գույնի փոփոխությունը՝ նշելով, որ այն հասել էր նույն երանգին, ինչ Մեծ Կարմիր Բիծը։ Արդյունքում, ՆԱՍԱ-ի գրող դոկտոր Թոնի Ֆիլիպսն առաջարկեց այն անվանել «Կարմիր Բիծ Կրտսեր» կամ «Կարմիր Կրտսեր»։

2006 թվականի ապրիլին աստղագետների մի խումբ, կարծելով որ Օվալ BA-ն կարող է այդ տարի միաձուլվել Մեծ Կարմիր Բծի հետ, դիտարկեց փոթորիկները Հաբլ տիեզերական աստղադիտակի միջոցով։ Փոթորիկներն անցնում են միմյանց կողքով մոտավորապես երկու տարին մեկ, սակայն 2002 և 2004 թվականների անցումները որևէ հետաքրքիր բան չառաջացրեցին։ Գոդարդի տիեզերական թռիչքների կենտրոնի դոկտոր Էմի Սայմոն-Միլլերը կանխատեսեց, որ փոթորիկները կունենան իրենց ամենամոտ անցումը 2006 թվականի հուլիսի 4-ին։ Հուլիսի 20-ին երկու փոթորիկները լուսանկարվեցին Ջեմինի աստղադիտարանի կողմից՝ անցնելով միմյանց կողքով առանց միաձուլվելու։

Այն, թե ինչու է Օվալ BA-ն կարմրել, լավ հասկացված չէ։ Համաձայն Բասկերի երկրի համալսարանի դոկտոր Սանտյագո Պերես-Հոյոսի 2008 թվականի ուսումնասիրության, ամենահավանական մեխանիզմն է «կա՛մ գունավոր միացության, կա՛մ պատող գոլորշու վերև և ներս դիֆուզիան, որը հետագայում կարող է փոխազդել Օվալ BA-ի վերին մակարդակներում բարձր էներգիայի արևային ֆոտոնների հետ»։ Ոմանք կարծում են, որ Յուպիտերի վրայի փոքր փոթորիկները (և դրանց համապատասխան սպիտակ բծերը) կարմրում են, երբ քամիները բավականաչափ հզոր են դառնում՝ մթնոլորտի խորքից որոշակի գազեր դուրս քաշելու համար, որոնք փոխում են իրենց գույնը արևի լույսին ենթարկվելիս։

2007 թվականին Հաբլ տիեզերական աստղադիտակով կատարված դիտարկումների համաձայն՝ Օվալ BA-ն ուժեղանում է։ Քամու արագությունները հասել են 618 կմ/ժ՝ մոտավորապես նույնքան, որքան Մեծ Կարմիր Բծում, և շատ ավելի ուժեղ, քան նախորդող փոթորիկներից որևէ մեկում։ 2008 թվականի հուլիսի դրությամբ դրա չափը մոտավորապես Երկրի տրամագծի չափ է՝ Մեծ Կարմիր Բծի չափի մոտավորապես կեսը։

Օվալ BA-ն չպետք է շփոթել Յուպիտերի մեկ այլ խոշոր փոթորիկի՝ Հարավային Արևադարձային Փոքր Կարմիր Բծի (ՓԿԲ) հետ (ՆԱՍԱ-ի կողմից մականվանված «Մանուկ Կարմիր Բիծ»), որը ոչնչացվեց Մեծ Կարմիր Բծի կողմից։ Նոր փոթորիկը, որը նախկինում սպիտակ բիծ էր Հաբլի պատկերներում, կարմրեց 2008 թվականի մայիսին։ Դիտարկումները ղեկավարում էր Կալիֆորնիայի համալսարանի (Բերքլի) Իմկե դե Պատերը։ Մանուկ Կարմիր Բիծը հանդիպեց Մեծ Կարմիր Բծին 2008 թվականի հունիսի վերջին-հուլիսի սկզբին, և բախման ընթացքում փոքր կարմիր բիծը մասնատվեց։ Մանուկ Կարմիր Բծի մնացորդները սկզբում պտտվեցին, այնուհետև կլանվեցին Մեծ Կարմիր Բծի կողմից։ Կարմրավուն գույնի մնացորդների վերջին մասը, որը նույնականացվել էր աստղագետների կողմից, անհետացել էր մինչև հուլիսի կեսը, իսկ մնացած մասերը կրկին բախվեցին Մեծ Կարմիր Բծին, այնուհետև վերջնականապես միաձուլվեցին ավելի մեծ փոթորիկի հետ։ Մանուկ Կարմիր Բծի մնացորդները լիովին անհետացել էին մինչև 2008 թվականի օգոստոս։ Այս հանդիպման ընթացքում Օվալ BA-ն ներկա էր մոտակայքում, սակայն որևէ ակնհայտ դեր չխաղաց Մանուկ Կարմիր Բծի ոչնչացման մեջ։

### Փոթորիկներ և կայծակներ

Յուպիտերի վրայի փոթորիկները նման են Երկրի վրայի ամպրոպներին։ Դրանք իրենց դրսևորում են մոտ 1000 կմ չափսի պայծառ, խմբավորված ամպերի միջոցով, որոնք ժամանակ առ ժամանակ հայտնվում են գոտիների ցիկլոնային շրջաններում, հատկապես ուժեղ արևմտյան (ռետրոգրադ) հոսանքներում։ Ի տարբերություն պտույտների, փոթորիկները կարճատև երևույթներ են. դրանցից ամենաուժեղները կարող են գոյատևել մի քանի ամիս, մինչդեռ միջին կյանքի տևողությունը ընդամենը 3-4 օր է։ Ենթադրվում է, որ դրանք հիմնականում առաջանում են Յուպիտերի տրոպոսֆերայում խոնավ կոնվեկցիայի պատճառով։ Փոթորիկներն իրականում բարձր կոնվեկտիվ սյուներ (շիթեր) են, որոնք խոնավ օդը խորքից բերում են տրոպոսֆերայի վերին մաս, որտեղ այն խտանում է ամպերի մեջ։ Յուպիտերյան փոթորիկների տիպիկ ուղղահայաց տարածությունը մոտ 100 կմ է. դրանք տարածվում են մոտ 5-7 բար ճնշման մակարդակից, որտեղ գտնվում է ենթադրյալ ջրային ամպի շերտի հիմքը, մինչև 0.2-0.5 բար բարձրություն։

Յուպիտերի վրայի փոթորիկները միշտ զուգորդված են կայծակներով։ «Գալիլեո» և «Կասինի» տիեզերանավերի կողմից Յուպիտերի գիշերային կիսագնդի պատկերումը բացահայտեց կանոնավոր լույսի փայլատակումներ յուպիտերյան գոտիներում և արևմտյան հոսանքների մոտակայքում, հատկապես 51° հյուսիսային, 56° հարավային և 14° հարավային լայնություններում։ Յուպիտերի վրա կայծակի հարվածները միջին հաշվով մի քանի անգամ ավելի հզոր են, քան Երկրի վրայինները։ Այնուամենայնիվ, դրանք ավելի հազվադեպ են. տվյալ տարածքից արձակված լույսի հզորությունը նման է Երկրի վրայինին։ Մի քանի փայլատակումներ հայտնաբերվել են բևեռային շրջաններում, դարձնելով Յուպիտերը Երկրից հետո երկրորդ հայտնի մոլորակը, որը ցուցաբերում է բևեռային կայծակներ։ Միկրոալիքային ռադիոմետրը («Յունո») 2018 թվականին հայտնաբերեց շատ ավելի մեծ թվով կայծակներ։ 

Ամեն 15-17 տարին մեկ Յուպիտերը նշանավորվում է հատկապես հզոր փոթորիկներով։ Դրանք հայտնվում են 23° հյուսիսային լայնության վրա, որտեղ գտնվում է ամենաուժեղ արևելյան հոսանքը, որը կարող է հասնել 150 մ/վ արագության։ Վերջին անգամ նման երևույթ դիտարկվել է 2007 թվականի մարտ-հունիս ամիսներին։ Հյուսիսային բարեխառն գոտում հայտնվեցին երկու փոթորիկներ՝ երկայնության մեջ 55° հեռավորության վրա։ Դրանք զգալիորեն խաթարեցին գոտին։ Փոթորիկների արձակած մուգ նյութը խառնվեց ամպերի հետ և փոխեց գոտու գույնը։ Փոթորիկները շարժվում էին մինչև 170 մ/վ արագությամբ, մի փոքր ավելի արագ, քան հենց հոսանքը, ակնարկելով մթնոլորտի խորքում ուժեղ քամիների գոյության մասին։

### Շրջաբևեռ ցիկլոններ

Յուպիտերի մյուս նշանակալի առանձնահատկություններն են մոլորակի հյուսիսային և հարավային բևեռների մոտ գտնվող ցիկլոնները։ Դրանք կոչվում են շրջաբևեռային ցիկլոններ (ՇԲՑ) և դիտարկվել են «Յունո» տիեզերանավի կողմից՝ օգտագործելով ԿունոԿամ և ՋԻՐԱՄ սարքերը։ Ցիկլոնները այժմ դիտարկվել են մոտ 5 տարի, քանի որ «Յունոն» ավարտել է 39 ուղեծիր Յուպիտերի շուրջ։ Հյուսիսային բևեռն ունի ութ ցիկլոն, որոնք պտտվում են կենտրոնական ցիկլոնի (ՀԲՑ) շուրջ, մինչդեռ հարավային բևեռն ունի միայն հինգ ցիկլոն կենտրոնական ցիկլոնի (ՀԲՑ) շուրջ, ընդ որում առաջին և երկրորդ ցիկլոնների միջև կա բացվածք։ Ցիկլոնները նման են Երկրի վրայի փոթորիկներին՝ հետևող պարուրաձև թևերով և ավելի խիտ կենտրոնով, թեև կան տարբերություններ կենտրոնների միջև՝ կախված առանձին ցիկլոնից։ Հյուսիսային ՇԲՑ-ները ընդհանուր առմամբ պահպանում են իրենց ձևն ու դիրքը՝ ի համեմատություն հարավային ՇԲՑ-ների, և սա կարող է պայմանավորված լինել հարավում առկա ավելի արագ քամիների արագություններով, որտեղ առավելագույն քամու արագությունները մոտ 80 մ/վ-ից մինչև 90 մ/վ են։ Չնայած հարավային ՇԲՑ-ների միջև ավելի մեծ շարժում կա, դրանք միտում ունեն պահպանելու հնգանկյուն կառուցվածքը բևեռի նկատմամբ։ Նաև նկատվել է, որ անկյունային քամու արագությունն աճում է կենտրոնին մոտենալիս և շառավղի փոքրանալով, բացառությամբ հյուսիսում գտնվող մեկ ցիկլոնի, որը կարող է պտտվել հակառակ ուղղությամբ։ Հյուսիսի և հարավի ցիկլոնների քանակի տարբերությունը հավանաբար պայմանավորված է ցիկլոնների չափերով։ Հարավային ՇԲՑ-ները միտում ունեն լինել ավելի մեծ՝ 5,600 կմ-ից մինչև 7,000 կմ շառավիղներով, մինչդեռ հյուսիսային ՇԲՑ-ները տատանվում են 4,000 կմ-ից մինչև 4,600 կմ։ 

Ցիկլոնների այս երկու սիմետրիկ կառուցվածքների կայունության մեխանիզմը Բետա-շեղման արդյունք է՝ հայտնի էֆեկտ, որը ստիպում է ցիկլոններին շարժվել դեպի բևեռ, իսկ հակացիկլոններին՝ դեպի հասարակած՝ պայմանավորված պտտահողմում հոսագծերի երկայնքով իմպուլսի պահպանմամբ, Կորիոլիսի պարամետրի փոփոխության ներքո։ Այսպիսով, բևեռային շրջաններում ձևավորվող ցիկլոնները կարող են հավաքվել բևեռում և ձևավորել բևեռային ցիկլոն, ինչպիսիք դիտարկվել են Սատուրնի բևեռներում։ Բևեռային ցիկլոնը (կենտրոնական ցիկլոնը բազմանկյուններում) նաև արձակում է պտուտայնության դաշտ, որը կարող է վանել այլ ցիկլոններ (տես Ֆուջիվարայի էֆեկտ)՝ նման բետա-էֆեկտին։ Լայնությունը, որտեղ տեղակայված են շրջաբևեռային ցիկլոնները (~84°), հաշվարկներում համապատասխանում է այն վարկածին, որ դեպի բևեռ ուղղված բետա-շեղման ուժը հավասարակշռում է շրջաբևեռային ցիկլոնների վրա բևեռային ցիկլոնի վանողական ազդեցությունը, ենթադրելով, որ դրանք ունեն հակացիկլոնային օղակ իրենց շուրջը, ինչը համապատասխանում է մոդելային սիմուլյացիաներին և դիտարկումներին։

Հարավային բևեռային ցիկլոնների ակնթարթային դիրքերը հետևվել են 5 տարի շարունակ JIRAM սարքի և JunoCam-ի կողմից։ Ժամանակի ընթացքում դրանց դիրքերը բացահայտել են 6 ցիկլոններից յուրաքանչյուրի տատանողական շարժում՝ մոտավորապես մեկ (Երկրային) տարվա պարբերությամբ և մոտ 400 կմ շառավղով։ CPC-ների միջին դիրքերի շուրջ այս տատանումները բացատրվում են բետա-դրեյֆի և ցիկլոնների միջև փոխազդեցությունների հետևանքով առաջացող վանման ուժերի միջև անհավասարակշռությամբ, նման 6 մարմնանի զսպանակային համակարգի։ Այս պարբերական շարժմանը զուգահեռ, հարավային բևեռային ցիկլոնները դիտվել են արևմտյան ուղղությամբ տեղաշարժվելիս՝ տարեկան 7.5±0.7° արագությամբ։ Այս տեղաշարժի պատճառը դեռևս անհայտ է։

Շրջաբևեռային ցիկլոնները ունեն տարբեր ձևաբանություններ, հատկապես հյուսիսում, որտեղ ցիկլոնները ունեն «լցված» կամ «քաոսային» կառուցվածք։ «Քաոսային» ցիկլոնների ներքին մասը ունի փոքր մասշտաբի ամպային գծեր և բծեր։ «Լցված» ցիկլոնները ունեն հստակ սահմանված, բլթակավոր տարածք, որը եզրերի մոտ պայծառ սպիտակ է՝ մուգ ներքին մասով։ Հյուսիսում կան չորս «լցված» և չորս «քաոսային» ցիկլոն։ Հարավային ցիկլոնները բոլորն ունեն մանրամասն պարուրաձև կառուցվածք իրենց արտաքին մասում, սակայն տարբերվում են չափով և ձևով։ Ցիկլոնների դիտարկումները սահմանափակ են արևի ցածր անկյունների և մթնոլորտում սովորաբար առկա մշուշի պատճառով, սակայն այն քիչ դիտարկումները, որոնք արվել են, ցույց են տալիս, որ ցիկլոնները կարմրավուն գույն ունեն։ 

### Խանգարումներ
Գոտիների և զոնաների նորմալ կառուցվածքը երբեմն խախտվում է որոշակի ժամանակահատվածներում։ Խանգարումների մի հատուկ տեսակ են Հարավային Արևադարձային Զոնայի երկարատև մթագնումները, որոնք սովորաբար կոչվում են «Հարավային Արևադարձային Խանգարումներ» (ՀԱԽ)։ Գրանցված պատմության մեջ ամենաերկարատև ՀԱԽ-ին հետևել են 1901-ից մինչև 1939 թվականը, որն առաջին անգամ նկատել է Պերսի Բ. Մոլսուորթը 1901 թվականի փետրվարի 28-ին։ Այն արտահայտվել է սովորաբար պայծառ Հարավային Արևադարձային զոնայի մի մասի մթագնման տեսքով։ Դրանից հետո գրանցվել են Հարավային Արևադարձային Զոնայում մի քանի նմանատիպ խանգարումներ։

### Թեժ կետեր
Յուպիտերի մթնոլորտի ամենաառեղծվածային առանձնահատկություններից են տաք կետերը։ Դրանցում օդը համեմատաբար զերծ է ամպերից, և ջերմությունը կարող է խորքերից դուրս գալ առանց զգալի կլանման։ Կետերը երևում են որպես պայծառ բծեր ինֆրակարմիր պատկերներում, որոնք ստացվել են մոտ 5 μm ալիքի երկարության վրա։ Դրանք հիմնականում տեղակայված են գոտիներում, թեև Հասարակածային Զոնայի հյուսիսային եզրին կա աչքի ընկնող տաք կետերի շարք։ «Գալիլեո» զոնդն իջել է այդ հասարակածային կետերից մեկի մեջ։ Յուրաքանչյուր հասարակածային կետ կապված է պայծառ ամպամած փետրածոի հետ, որը գտնվում է դրանից արևմուտք և հասնում է մինչև 10,000 կմ չափի։ Տաք կետերը սովորաբար ունեն կլոր ձևեր, թեև չեն նման պտուտակների։

Տաք կետերի ծագումը պարզ չէ։ Դրանք կարող են լինել կա՛մ վայրէջքներ, որտեղ իջնող օդը ադիաբատիկ տաքանում և չորանում է, կա՛մ էլ դրանք կարող են լինել մոլորակային մասշտաբի ալիքների դրսևորում։ Վերջին վարկածը բացատրում է հասարակածային կետերի պարբերական բնույթը։

### Կյանքի հնարավորություն
1953 թվականին Միլլեր-Ուրեյի փորձը ապացուցեց, որ կայծակի և պրիմիտիվ Երկրի մթնոլորտում գոյություն ունեցող միացությունների համակցությունը կարող է ձևավորել օրգանական նյութեր (ներառյալ ամինաթթուներ), որոնք կարող են հանդիսանալ կյանքի հիմնաքար։ Մոդելավորված մթնոլորտը բաղկացած է ջրից, մեթանից, ամոնիակից և ջրածնի մոլեկուլներից. այս բոլոր նյութերը գտնվում են այսօրվա Յուպիտերի մթնոլորտում։ Յուպիտերի մթնոլորտն ունի ուժեղ ուղղահայաց օդային հոսք, որը տեղափոխում է այս միացությունները դեպի ստորին շրջաններ։ Սակայն Յուպիտերի ներսում կան ավելի բարձր ջերմաստիճաններ, որոնք քայքայում են այս քիմիական նյութերը և խոչընդոտում են Երկրի նմանությամբ կյանքի ձևավորմանը։ Այս մասին ենթադրություն են արել Կարլ Սագանը և Էդվին Ի. Սալպետերը։

## Դիտողական պատմություն

Վաղ ժամանակակից աստղագետները, օգտագործելով փոքր աստղադիտակներ, գրանցել են Յուպիտերի մթնոլորտի փոփոխվող տեսքը։ Նրանց նկարագրական տերմինները՝ գոտիներ և զոնաներ, դարչնագույն բծեր և կարմիր բծեր, փետուրներ, բարժեր, ծոպեր և հոսքագծեր, դեռ օգտագործվում են։ Այլ տերմիններ, ինչպիսիք են պտտողականությունը, ուղղահայաց շարժումը, ամպերի բարձրությունը, սկսել են օգտագործվել ավելի ուշ՝ 20-րդ դարում։

«Պիոներ 10» և «Պիոներ 11» տիեզերանավերը առաջին անգամ դիտարկեցին Յուպիտերի մթնոլորտը ավելի բարձր խտությամբ, քան հնարավոր էր Երկրի վրա տեղակայված աստղադիտակներով։ Յուպիտերի մթնոլորտի առաջին իսկապես մանրամասն պատկերները տրամադրվեցին «Վոյաջերների» կողմից։ Երկու տիեզերանավերը կարողացան պատկերել մանրամասներ մինչև 5 կմ չափի լուծաչափով տարբեր սպեկտրներում, ինչպես նաև ստեղծել մթնոլորտի շարժման «մոտեցման տեսանյութեր»։ «Գալիլեո» զոնդը, որը անտենայի խնդիր ուներ, տեսավ Յուպիտերի մթնոլորտի ավելի քիչ մասը, բայց ավելի լավ միջին լուծաչափով և ավելի լայն սպեկտրալ լայնությամբ։

Այսօր աստղագետները հասանելիություն ունեն Յուպիտերի մթնոլորտային ակտիվության շարունակական գրանցումներին՝ շնորհիվ այնպիսի աստղադիտակների, ինչպիսին է Հաբլ տիեզերական աստղադիտակը։ Դրանք ցույց են տալիս, որ մթնոլորտը երբեմն ենթարկվում է հսկայական խանգարումների, բայց ընդհանուր առմամբ այն նշանակալիորեն կայուն է։ Յուպիտերի մթնոլորտի ուղղահայաց շարժումը հիմնականում որոշվել է գետնային աստղադիտակների կողմից հետքային գազերի նույնականացման միջոցով։ Շումեյքեր-Լևի 9 գիսավորի բախումից հետո սպեկտրոսկոպիկ ուսումնասիրությունները հնարավորություն տվեցին տեսնել Յուպիտերի կազմությունը ամպերի շերտերի տակ։ Գրանցվեց երկատոմ ծծմբի (S₂) և ածխածնի երկծծմբի (CS₂) առկայությունը՝ առաջին հայտնաբերումը Յուպիտերում և S₂-ի միայն երկրորդ հայտնաբերումը որևէ աստղագիտական օբյեկտում՝ այլ մոլեկուլների հետ միասին, ինչպիսիք են ամոնիակը (NH₃) և ջրածնի սուլֆիդը (H₂S), մինչդեռ թթվածին պարունակող մոլեկուլները, ինչպիսին է ծծմբի երկօքսիդը, ի զարմանս աստղագետների, չեն հայտնաբերվել։

«Գալիլեո» մթնոլորտային զոնդը, Յուպիտեր սուզվելիս, չափեց քամին, ջերմաստիճանը, կազմությունը, ամպերը և ճառագայթման մակարդակները մինչև 22 բար։ Այնուամենայնիվ, Յուպիտերի այլ հատվածներում 1 բարից ցածր ճնշման պայմաններում քանակների մեջ անորոշություն կա։

### Մեծ կարմիր կետի ուսումնասիրություններ

ԿԿԲ-ի (Կարմիր Մեծ Բիծ) առաջին նկատումը հաճախ վերագրվում է Ռոբերտ Հուկին, ով նկարագրել է մոլորակի վրա գտնվող բիծը 1664 թվականի մայիսին։ Սակայն հավանական է, որ Հուկի նկատած բիծը գտնվում էր բոլորովին այլ գոտում (Հյուսիսային Հասարակածային Գոտի՝ ի տարբերություն ներկայիս տեղադրության Հարավային Հասարակածային Գոտում)։ Շատ ավելի համոզիչ է Ջովաննի Կասսինիի նկարագրությունը «մշտական բծի» մասին հաջորդ տարում։ Տեսանելիության տատանումներով, Կասսինիի բիծը դիտարկվել է 1665-ից մինչև 1713 թվականը։

Փոքր առեղծված է կապված Դոնատո Կրետիի կտավի վրա 1700-ական թվականներին պատկերված Յուպիտերյան բծի հետ, որը ցուցադրվում է Վատիկանում։ Այն հանդիսանում է վահանակների շարքի մի մաս, որտեղ տարբեր (խոշորացված) երկնային մարմիններ ծառայում են որպես ֆոն իտալական տարբեր տեսարանների համար. դրանց բոլորի ստեղծումը վերահսկվել է աստղագետ Էուստաքիո Մանֆրեդիի կողմից՝ ճշգրտության համար։ Կրետիի նկարը առաջինն է, որը պատկերում է ԿԿԲ-ն կարմիր գույնով։ Ոչ մի Յուպիտերյան առանձնահատկություն պաշտոնապես չի նկարագրվել որպես կարմիր մինչև 19-րդ դարի վերջը։

Ներկայիս ԿԿԲ-ն առաջին անգամ տեսնվել է միայն 1830 թվականից հետո և մանրամասն ուսումնասիրվել է միայն 1879 թվականի նշանավոր երևման ժամանակ։ 118 տարվա ընդմիջում է բաժանում 1830 թվականից հետո կատարված դիտարկումները 17-րդ դարում դրա հայտնագործումից. անհայտ է՝ արդյոք սկզբնական բիծը ցրվել և վերաձևավորվել է, թե մարել է, կամ պարզապես դիտարկումների գրանցումներն են եղել թերի։ Ավելի հին բծերն ունեին դիտարկումների կարճ պատմություն և ավելի դանդաղ շարժում, քան ժամանակակից բիծը, ինչը դրանց նույնականացումը անհավանական է դարձնում։

1979 թվականի փետրվարի 25-ին, երբ «Վոյաջեր 1» տիեզերանավը գտնվում էր Յուպիտերից 9.2 միլիոն կիլոմետր հեռավորության վրա, այն հաղորդեց Կարմիր Մեծ Բծի առաջին մանրամասն պատկերը Երկիր։ Տեսանելի էին մինչև 160 կմ չափսի ամպային մանրամասներ։ Գունավոր, ալիքաձև ամպային կառուցվածքը, որը տեսանելի է ԿԿԲ-ից արևմուտք (ձախ), հանդիսանում է բծի հետքի տարածքը, որտեղ դիտարկվում են արտասովոր բարդ և փոփոխական ամպային շարժումներ։

### Սպիտակ օվալներ

Սպիտակ օվալները, որոնք պետք է դառնային Օվալ BA-ն, ձևավորվել են 1939 թվականին։ Իրենց ձևավորումից կարճ ժամանակ անց դրանք ծածկում էին գրեթե 90 աստիճան երկայնություն, սակայն արագորեն կրճատվեցին իրենց առաջին տասնամյակի ընթացքում. դրանց երկարությունը կայունացավ 10 աստիճանի կամ ավելի քիչի վրա 1965 թվականից հետո։ Չնայած դրանք սկզբնավորվել են որպես ՀԱԶ-ի (Հարավային Արևադարձային Զոնա) հատվածներ, դրանք զարգացան՝ դառնալով ամբողջությամբ ներառված Հարավային Բարեխառն Գոտում, ենթադրելով, որ դրանք տեղաշարժվել են դեպի հյուսիս՝ «փորելով» խորշ ՀԲԳ-ում։ Իրոք, ճիշտ ինչպես ԿՄԲ-ն, դրանց շրջանառությունները սահմանափակված էին երկու հակադիր շիթային հոսանքներով իրենց հյուսիսային և հարավային սահմաններում՝ արևելյան շիթով հյուսիսում և հետադարձ արևմտյան շիթով հարավում։

Օվալների երկայնական շարժումը կարծես թե կախված էր երկու գործոններից՝ Յուպիտերի դիրքից իր ուղեծրում (դրանք դառնում էին ավելի արագ աֆելիոնում) և ԿՄԲ-ին մոտ լինելուց (դրանք արագանում էին, երբ Բծից 50 աստիճանի սահմաններում էին)։ Սպիտակ օվալների տեղաշարժման արագության ընդհանուր միտումը արագության նվազումն էր՝ կիսով չափ նվազելով 1940-ից մինչև 1990 թվականը։

«Վոյաջերի» թռիչքների ժամանակ օվալները տարածվում էին մոտավորապես 9000 կմ արևելքից արևմուտք, 5000 կմ հյուսիսից հարավ, և պտտվում էին յուրաքանչյուր հինգ օրը մեկ (համեմատած այդ ժամանակ ԿՄԲ-ի վեց օրվա հետ)։

## Տես նաև
* Էկզոմոլորակ

## Նշումներ


 The scale height *sh* is defined as , where  is the gas constant,  is the average molar mass in the Jovian atmosphere, *T* is temperature and  is the gravitational acceleration at the surface of Jupiter. As the temperature varies from 110&nbsp;K in the tropopause up to 1000&nbsp;K in the thermosphere, the scale height can assume values from 15 to 150&nbsp;km.
 The *Galileo* atmospheric probe failed to measure the deep abundance of oxygen, because the water concentration continued to increase down to the pressure level of 22&nbsp;bar, when it ceased operating. While the actually measured oxygen abundances are much lower than the solar value, the observed rapid increase of water content of the atmosphere with depth makes it highly likely that the deep abundance of oxygen indeed exceeds the solar value by a factor of about 3—much like other elements.
 Various explanations of the overabundance of carbon, oxygen, nitrogen and other elements have been proposed. The leading one is that Jupiter captured a large number of icy planetesimals during the later stages of its accretion. The volatiles like noble gases are thought to have been trapped as clathrate hydrates in water ice.
NASA's Hubble Space Telescope recorded on 25 August 2020, a storm traveling around the planet at . In addition, researches from the California Institute of Technology reported that storms on Jupiter are similar to those on Earth, which form close to the equator, then move towards the poles. However, Jupiter's storms do not experience any friction from the land or oceans; hence, they drift until they reach the poles, which generate the so-called polygon storms.



## Ծանոթագրություններ

## Մեջբերված աղբյուրներ

* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 

## Գրականություն
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 

## Արտաքին հղումներ
* Planetary Society blog post (2017-05-09) by Peter Rosén describing assembly of a video of Jupiter's atmospheric activity from 19 December 2014 to 31 March 2015 from amateur astronomer images
* The Atmosphere