Astronomiya

Yupiterin Hidrogen və Helium atmosferində buludlar necə yarana bilər?

Yupiterin Hidrogen və Helium atmosferində buludlar necə yarana bilər?

Budur Yupiterin bulud təbəqələrinin qrafiki (mənbə: Wikipedia):

Ammonyak, ammonium hidrosulfid və suyun üç fərqli bulud təbəqəsi var. İstilik və təzyiq şərtləri təəccüblü şəkildə dünyaya bənzəyir; 200 ilə 300 K arasında olan temperatur, təxminən 1 ilə 10 atm arasında təzyiq, 1,3 g ətrafında cazibə qüvvəsi.

Buludlar (su) yer üzündə yaranır, çünki günəş enerjisi onların bərk səthdən buxarlanmasına, bir neçə km qalxmasına, sonra sıxlaşaraq su damlaları (və ya qatı kristal qar) əmələ gətirir. Ancaq Yupiterin qatı bir səthi və ya Dünya qədər günəş enerjisi yoxdur.

Bulud əmələ gətirən birləşmələrin üçü də bulud təbəqəsi şəraitində maye olmalıdır. Bu mayelərin sıxlığı nəzərə alınmaqla (0,7 ilə 1,2 q / sm arasındadır)$^3$) və hidrogen və helium atmosferinin əsas hissəsinin sıxlığı, buludlar yağış kimi Yupiterin içərisinə necə düşmür və bir daha əsla ortaya çıxmaz?


Birincisi, əla bir sual. Cavabın əksəriyyəti birbaşa irəlidədir, ona görə də cavab verə bilərəm, amma yenə də əla bir sualdır.

və göndərdiyiniz şəkilə bənzər, lakin bir az daha ətraflı şəkil əlavə edəcəyəm.

Mənbə

Yer kürəsinin səthi ilə maye suyun mövcud ola biləcəyi, buxarlanacağı, bulud ala biləcəyi, yağış yağacağı və təkrarlana biləcəyi açıq bir fərq olduğuna görə haqlısınız. Nəzəri olaraq Yerin su dövrü, Yerin atmosferi və günəş girişinin qorunması (və itirilmiş hidrogenin əvəzlənməsi) olduğu müddətdə sonsuza qədər davam edə bilər, ancaq yalnız günəş girişinə ehtiyac duyan dairəvi bir sistemdir.

Yupiter fərqlidir, çünki zaman keçdikcə Yupiterdəki daha ağır qazlar mərkəzə doğru daha da batacaq və Yupiterin bulud əmələ gətirən buludları kifayət qədər vaxt verildikdə azalmalıdır. Yupiterin bəzi "yağışları" yəqin ki, qazların qarışıq qarışığına çox dərin düşür və Yupiterin bulud dövrünü yerdən süzülən və Yerin su-bulud dövründən çıxan kimi davamlı bulud dövrü tərk edir. Beləliklə, 100 milyard və ya bir trilyon il içərisində Yupiter şübhələndiyiniz səbəblərə görə buludlarını və atmosferin üst hissəsində bulud əmələ gətirən qazları itirə bilər.

Bunun hələ baş verməməsinin səbəbi sadəcə qarışdırmaqdır. Qaz sıxlığı getdikcə artan sıxlıq təbəqələrinə meylli olsa da, Yupiterin içindəki istilik də bərabərləşdirmək istəyir, buna görə planetdə demək olar ki, böyük bir konveksiya gedir. Bu, Yupiterin üst atmosferində bəzi ağır qazları saxlayır. Yupiterin atmosferinin yuxarı hissəsində yalnız hidrogen və helium olması üçün çox təlatümlüdür.

Beləliklə, Yupiterin üst atmosferinin (təxminən) 90% hidrogen, 9% helium, 1% digər qazlardan ibarət olduğunu və qarışmanın digərlərinin 1% -ini qoruduğunu, bundan sonra yalnız bulud fizikasının olduğunu müşahidə etməyə başlayırıq.

Buludlar şişmiş su buxar kolleksiyalarına bənzəyir (su buxarları əslində şəffaf olduğu üçün kiçik buz damcıları və ya su). Onlar formalı cisimlərə bənzəyirlər, lakin bu tamamilə doğru deyil. Bir buludun yaxınındasınızsa (məsələn, bir təyyarədə uçursunuzsa), təmiz kənarları yox olur. Bulud o qədər də bir obyekt deyil, görünən bir faz dəyişikliyidir.

Yer üzündə atmosfer təxminən% 78 azot,% 21 oksigen,% 0.9 argon və (bu qədər dəyişkən olduğu üçün ümumiyyətlə siyahıya alınmır), orta hesabla% 0.4 su buxarı, yüksək temperatur və yüksək rütubətlə% 1-ə qədər və 0-a yaxın soyuq temperaturda və ya quru səhralarda%. % 0.6-0.8 su buxarı olan isti səth havasını aldığınızda və hava qalxdıqda (isti hava olduğu kimi), buludları yaradan faza dəyişikliyidir. Bulud soyuduqca isti yüksələn havada əmələ gəlir. Bəzi elektrostatik cazibə var, lakin əksəriyyəti soyudulan oxşar bir havanın blokudur və bulud möhkəm kənarlara sahibdir, amma olmur.

Eyni dəqiq şey Yupiterdə də olur, fərqli qazlar fazı müxtəlif temperaturlarda / təzyiqlərdə dəyişir, ancaq proses eynidır. Eynilə Yer üzündə olduğu kimi, damcılar və ya "icelets" meydana gəldikdə daha sıx olurlar və düşməyə başlayırlar, lakin düşən damlacıqlar çox kiçikdir, beləliklə çox yavaş düşürlər və əksər hissədə yüksələn atmosferdən düşürlər. Həm də bir mərhələ dəyişikliyi olduqları üçün yeni bulud yaranır və köhnə bulud paylanır və ya daim dəniz buzları kimi hər zaman qaza qaytarılır. Buludlar yarı qalıcılıq görünüşünə malikdir, lakin buludlar dinamikdir.

İzahatım sizə uyğun gəlmirsə, burada buludlar və bu şəkildə görünsələr də, həqiqətən də bir-birlərinə necə bağlı olmadıqları barədə bir açıqlama var.

Ancaq bunun mahiyyəti budur, qarışdırmaq Yupiterin üst atmosferini təmiz hidrogen və helium (və ya təmiz hidrogen) olmaqdan qoruyur və bundan sonra bulud əmələ gəlməsi Yer üzündə olduğu kimi, yalnız səthi olmayan bir şəkildə eynidir. Ağır qazların bir qismi, ehtimal ki, dövrü itirir, amma itkisi kifayət qədər yavaşdır ki, Yupiterin atmosferinin yuxarı hissəsində qaz əmələ gətirən bəzi ağır buludları var və ehtimal ki, milyardlarla il gələcəkdir.

H / He və digər qazlar arasındakı daha çox sıxlıq dəyişməsi, ehtimal ki, buludların necə davrandığında rol oynayır, çünki sıxlıq dəyişməsi daha böyükdür, lakin küləyin sürəti Yupiterdə də daha yüksəkdir. Həqiqətən lazım olan yalnız qarışdırmaqdır. Bundan sonra, temperatur / təzyiq dəyişmələri altında maye və ya buz halına gələn qazlarla faz dəyişiklikləri buludlar yaradır.

Yupiterin bulud əmələ gətirən buludunun zaman-zaman asteroid və kometa təsirləri ilə doldurulması da mümkündür. Shoemaker-Levy 9, təxminən 5 km diametrdə idi və bunun kifayət qədər bir hissəsi, ehtimal ki, ammonyak və su buzudur. Yupiterin üst atmosferinə əlavə edilmiş bir çox bulud əmələ gətirən qazdır. Milyonlarla il əvvəl daha böyük ola bilən Yupiterin zəif üzük sistemi, lakin Yupiterə yağan yağışdan bəri və Io-dan çıxan püskürmələr də Yupiterin üst atmosferini su və ammonyak kimi elementləri buludla zənginləşdirməkdə rol oynaya bilər.


Buludlar Yupiterin içərisinə yağış kimi düşmür və yenidən bir daha ortaya çıxmır?

Bir planetin troposferindəki qazlar kimyəvi cəhətdən fərqlənmir; istiləşmə və planetin fırlanması ilə hərəkətə gələn turbulentlik atmosferi yaxşı qarışdırır. Bunu öz atmosferimizdə görə bilərik. Karbon dioksid və argon atmosferin əsas hissəsini təşkil edən azot və oksigendən xeyli sıxdır. Yenə də atmosferin dibində bir qat karbon qazımız yoxdur. Turbopoz, atmosferin turbulent qarışıqdan və diffuziyanın hökmranlığına keçdiyini göstərir. Atom kütləsi ilə kimyəvi fərqlilik turbopozun üzərində baş verir, lakin orada da tədricən olur.

Bəs yağış nədir? Cavab sadədir: buxarlanır. Bu, dünyada, xüsusən quraq bölgələrdə baş verir. Buludlar əmələ gəlir və bu buludlardan yağış yağır, ancaq yağış bəzən yerə çatmadan buxarlanır. Buna virqa deyilir.

Kompressiv istiləşmə sayəsində Yupiterin içərisində temperatur yüksəlir, artan dərinliyin kilometri başına təxminən 1.85 K nisbətində. Yəni, istilik suyun kritik temperaturuna (647 K) 1 bar təzyiq səviyyəsindən təxminən 240 kilometr aşağıya çatır. Yəni yağış suyu buxarlanmadan əvvəl yağış qədər düşsə də (şübhəlidir), maye olmaqdan çıxacaq.


Yupiterin atmosferi

The Yupiter atmosferi Günəş Sistemindəki ən böyük planet atmosferidir. Əsasən molekulyar hidrogen və helyumdan təqribən günəş nisbətindədir, digər kimyəvi birləşmələr yalnız az miqdarda mövcuddur və bunlara metan, ammonyak, hidrogen sulfid və su daxildir. Suyun atmosferin dərinliyində yerləşdiyi düşünülsə də, birbaşa ölçülən konsentrasiyası çox aşağıdır. Yupiterin atmosferindəki azot, kükürd və nəcib qaz bolluğu günəş dəyərlərini təxminən üç qat üstələyir. [2]

Yupiterin atmosferində aydın bir alt sərhəd yoxdur və tədricən planetin maye içərisinə keçir. [3] Ən aşağıdan ən yüksək səviyyəyə qədər atmosfer təbəqələri troposfer, stratosfer, termosfer və ekzosferdir. Hər təbəqə xarakterik temperatur gradiyentlərinə malikdir. [4] Ən aşağı təbəqə olan troposfer, ammonyak, ammonium hidrosülfid və sudan ibarət olan mürəkkəb bulud və duman sisteminə malikdir. [5] Yupiterin səthində görünən yuxarı ammonyak buludları ekvatora paralel bir düzbucaqlı zona zolağında düzülmüş və güclü zonal atmosfer axınları (küləklər) ilə məhdudlaşmışdır. reaktivlər. Bantlar rəngdə alternativdir: qaranlıq bantlar deyilir kəmərlər, yüngül olanlar deyilir zonalar. Kəmərlərdən daha soyuq olan zonalar, yaşayış binalarına uyğundur, kəmərlər aşağı düşən qazı işarələyir. [6] Zonaların açıq rənginin ammonyak buzundan qaynaqlandığı, kəmərlərə daha tünd rənglər verdiyi qeyri-müəyyəndir. [6] "dayaz model" və "dərin model" mövcud olsa da, zolaqlı quruluş və təyyarələrin mənşəyi yaxşı anlaşılmamışdır. [7]

Jovian atmosferi bant qeyri-sabitliyi, burulğanlar (siklonlar və antisiklonlar), fırtına və şimşəklər daxil olmaqla geniş fenomenlər göstərir. [8] Burulğanlar özlərini iri qırmızı, ağ və ya qəhvəyi ləkələr (ovallar) kimi göstərirlər. Ən böyük iki ləkə Böyük Qırmızı Ləkədir (GRS) [9] və Oval BA, [10] da qırmızıdır. Bu iki və digər böyük ləkələrin əksəriyyəti antisiklonikdir. Kiçik antisiklonlar ağ rəngə meyllidir. Burulğanların dərinliyi bir neçə yüz kilometrdən çox olmayan nisbətən dayaz tikililər olduğu düşünülür. Cənubi yarımkürədə yerləşən GRS, Günəş Sistemində bilinən ən böyük burulğandır. İki və ya üç Dünyanı əhatə edə bilər və ən az üç yüz ildir mövcuddur. GRS-nin cənubundakı Oval BA, üç ağ ovalın birləşməsindən 2000-ci ildə əmələ gələn GRS ölçüsünün üçdə bir qırmızı ləkədir. [11]

Yupiterin güclü fırtınaları var, əksər hallarda ildırım vurur. Fırtına atmosferdəki suyun buxarlanmasına və kondensasiyasına bağlı olan nəmli konveksiyanın nəticəsidir. Parlaq və sıx buludların əmələ gəlməsinə səbəb olan havanın güclü yuxarı hərəkət sahələridir. Fırtına əsasən kəmər bölgələrində meydana gəlir. Yupiterə vurulan şimşəklər Yer üzündə görüldüklərindən yüz qat daha güclüdür və su buludları ilə əlaqəli olduğu güman edilir. [12] Son Juno müşahidələri, Jovian ildırımlarının su buludlarının hündürlüyündən (3-7 bar) yuxarıda baş verdiyini göstərir. [13] Düşən maye ammonyak-su damlaları ilə su buz hissəcikləri arasında yük ayrılması daha yüksək hündürlükdə ildırım yarada bilər. [13] Üst atmosfer ildırımı 1 bar səviyyəsindən 260 km yüksəklikdə də müşahidə edilmişdir. [14]


Təcrübələr Yupiter və Saturnun daxilində helium yağışının yağma ehtimalını təsdiqləyir

Lawrence Livermore Milli Laboratoriyasının alimləri daxil olmaqla beynəlxalq bir tədqiqat qrupu, təxminən 40 illik bir proqnozu doğruladı və eksperimental olaraq Jüpiter və Saturn kimi planetlərdə helium yağışının mümkün olduğunu göstərdi (şəkildə). Kredit: NASA / JPL / Space Science Institute.

Təxminən 40 il əvvəl, elm adamları ilk növbədə Jupiter və Saturn kimi hidrogen və helyumdan ibarət olan planetlərin içərisində helium yağışının olacağını təxmin etdilər. Lakin bu fərziyyəni təsdiqləmək üçün zəruri olan təcrübə şərtlərinə nail olmaq bu günə qədər mümkün deyildi.

Bu gün nəşr olunan bir yazıda Təbiət, elm adamları, helyum yağışının bu planetlərin içərisində meydana gəlməsi gözlənilənləri əks etdirən bir sıra təzyiq və temperatur şəraitində mümkün olduğunu göstərən bu uzun müddətli proqnozu dəstəkləyən eksperimental dəlillər ortaya qoyurlar.

Lawrence Livermore Milli Laboratoriyasının (LLNL) fiziki və nəşrin həmmüəllifi Marius Millot, "Helium yağışının gerçək olduğunu və həm Yupiterdə, həm də Saturnda meydana gələ biləcəyini kəşf etdik" dedi. "Bu, planetar alimlərin günəş sisteminin necə meydana gəldiyini anlamaq üçün vacib olan bu planetlərin necə formalaşdığını və inkişaf etdiyini deşifr etmələrinə kömək etmək üçün vacibdir."

"Yupiter xüsusilə maraqlıdır, çünki Yerin meydana gəldiyi daxili planet bölgəsini qorumağa kömək etdiyi düşünülür" deyə Berkeley Kaliforniya Universitetinin yer və planetar elm və astronomiya müəllifləri və professoru Raymond Jeanloz əlavə etdi. "Yupiterə görə burada ola bilərik."

LLNL, Fransız Alternativ Enerji və Atom Enerjisi Komissiyası, Rochester Universiteti və Kaliforniya Universiteti, Berkeley-dən olan alimlərin daxil olduğu beynəlxalq tədqiqat qrupu, təcrübələrini Rochester Universitetinin Lazer Enerjisi Laboratoriyasında (LLE) apardı.

Millot, "Statik sıxılma və lazerlə idarə olunan zərbələrin birləşməsi Yupiter və Saturnun daxili bölgələri ilə müqayisə edilə bilən şərtlərə çatmağımız üçün açardır, lakin bu çox çətindir" dedi. "İnandırıcı dəlil əldə etmək üçün həqiqətən texnika üzərində işləməli idik. Bu, komandadan uzun illər və çox yaradıcılıq tələb etdi."

Ekip, hidrogen və helyum qarışığını 4 gigapaskal qədər sıxmaq üçün almaz örs hüceyrələrindən istifadə etdi (GPa Yer atmosferindən təxminən 40.000 dəfə). Sonra elm adamları, LLE-nin Omega Lazerinin 12 nəhəng şüasından nümunəni 60-180 GPa son təzyiqlərə qədər sıxmaq və bir neçə min dərəcəyə qədər qızdırmaq üçün güclü şok dalğalarını işə saldılar. Bənzər bir yanaşma, superionik su buzunun kəşfinin açarı idi.

Bir sıra ultrafast diaqnostik vasitələrdən istifadə edərək, qrup şok sürətini, şokla sıxılmış nümunənin optik yansıtma qabiliyyətini və istilik emissiyasını ölçdü, əksər nümunələrdə olduğu kimi şok təzyiqinin artması ilə nümunənin yansıtıcılığının rəvan artmadığını aşkar etdi. tədqiqatçılar oxşar ölçmələrlə araşdırdılar. Bunun əvəzinə, nümunənin elektrik keçiriciliyinin birdən-birə dəyişdiyini göstərən helium və hidrogen qarışığının imzası olan müşahidə olunan əks olunma siqnalında kəsintilər aşkar etdilər. 2011-ci ildə nəşr olunan bir məqalədə LLNL alimləri Sebastien Hamel, Miguel Morales və Eric Schwegler optik yansıtıcılıqdakı dəyişikliklərin demiksinq prosesi üçün bir prob olaraq istifadə edilməsini təklif etdilər.

Millot, "Təcrübələrimiz uzun illərdən bəri davam edən bir proqnozun eksperimental dəlillərini ortaya qoyur: Bu qarışığın qeyri-sabit hala gəldiyi və təzyiqləri azaldığı bir sıra təzyiq və temperatur var" dedi. "Bu keçid hidrogenin metal mayeyə çevrilməsi üçün lazım olana yaxın olan təzyiq və temperatur şəraitində baş verir və intuitiv mənzərə budur ki, hidrogen metallaşması demiksiyanı işə salır."

Bu demiksinq prosesini ədədi şəkildə simulyasiya etmək incə kvant effektləri səbəbindən çətindir. Bu təcrübələr nəzəriyyə və ədədi simulyasiyalar üçün kritik bir etalon təmin edir. İrəliyə baxaraq, ekiper ekstremal şəraitdə materiallarla bağlı anlayışımızı yaxşılaşdırmaq üçün davamlı olaraq ölçmələri dəqiqləşdirməyə və digər kompozisiyalara davam etdirməyə davam edəcəkdir.


Yupiter

Günəş sisteminin ən kütləvi planeti olan Yupiter və onlarla ayı və nəhəng bir maqnit sahəsi olan bir növ miniatür günəş sistemi meydana gətirir. Yupiter tərkibi baxımından bir ulduzu xatırladır, ancaq alovlanacaq qədər böyüməmişdir. Planetin fırlanan bulud zolaqları, yüz illərdir davam edən Böyük Qırmızı Ləkə kimi böyük fırtınalarla kəsilir.

Yupiterin görünüşü, gözəl rənglərin və atmosfer xüsusiyyətlərinin bir goblenidir. Görünən buludların çoxu ammiakdan ibarətdir. Su buxarı aşağıda mövcuddur və bəzən buludlardakı aydın ləkələr vasitəsilə görünə bilər. Planet & # 8220sripes & # 8221, Yupiterin üst atmosferində güclü şərq-qərb küləkləri tərəfindən yaradılan qaranlıq kəmərlər və işıq zonalarıdır.

7 yanvar 1610-cu ildə astronom Galileo Galilei ibtidai teleskopundan istifadə edərək Yupiter yaxınlığında dörd kiçik & # 8220ulduz & # 8221 gördü. Yupiterin dördüncüsü, indi Io, Europa, Ganymede və Callisto adlanan dörd ən böyük ayını kəşf etmişdi. Bu dörd ay günümüzdə Galiley peykləri olaraq bilinir.

Yupiterin yeni kəşf edilmiş peykləri astronomlar tərəfindən bildirilir və orbitləri təsdiqləndikdən sonra Beynəlxalq Astronomiya Birliyi tərəfindən müvəqqəti bir təriflə təsdiq edilir və Yupiterin böyük ay sayımına daxil edilir. & # 8220Müvəqqəti & # 8221 aylarını nəzərə almasaq, Yupiterdə 50 cəmi var.

Galileo, Yupiter və onun ayları haqqında, əsasən onun adını daşıyan NASA missiyasından öyrəndiklərimizə təəccüblənəcəkdi. Io, günəş sistemimizdəki ən vulkanik aktiv bədəndir. Ganymede ən böyük planet planetidir və Günəş sistemində öz maqnit sahəsinə sahib olduğu bilinən yeganə aydır. Maye okean Avropanın donmuş qabığının altında, buzlu okeanlar da Callisto və Ganymede qabığının altında yata bilər. Yupiterin görünüşü, gözəl rənglərin və atmosfer xüsusiyyətlərinin bir goblenidir. Görünən buludların çoxu ammiakdan ibarətdir. Su buxarı aşağıda mövcuddur və bəzən buludlardakı aydın ləkələr vasitəsilə görünə bilər. Planet & # 8220sripes & # 8221, Yupiterin üst atmosferində güclü şərq-qərb küləkləri tərəfindən yaradılan qaranlıq kəmərlər və işıq zonalarıdır. Dinamik fırtına sistemləri Yupiterdə hiddətlənir. Nəhəng fırlanan fırtına olan Böyük Qırmızı Ləkə 1800-cü illərdən bəri müşahidə olunur. Son illərdə üç fırtına birləşərək Böyük Qırmızı Ləkənin yarısına bərabər olan Kiçik Qırmızı Ləkəni meydana gətirdi.

Yupiter atmosferinin tərkibi günəşin tərkibinə əsasən hidrogen və helyuma bənzəyir. Atmosferin dərinliyində təzyiq və temperatur artır, hidrogen qazını maye halına gətirir. Yolun təxminən üçdə birinin dərinliyində hidrogen metallaşır və elektrik keçirir. Bu metal qatında, Yupiterin güclü maqnit sahəsi, Yupiterin sürətli fırlanması ilə idarə olunan elektrik cərəyanlarından əmələ gəlir. Mərkəzdə, böyük təzyiq Yerin ölçüsündə möhkəm bir qaya nüvəsini dəstəkləyə bilər.

Yupiterin nəhəng maqnit sahəsi, Yer kürəsindən təxminən 20.000 qat daha güclüdür. Yupiter & # 8217s magnetosphere (maqnit sahə xətlərinin planetimizi qütbdən qütbə qədər əhatə etdiyi ərazi) içərisində qalmışlar, yüklü hissəciklərin sürüləridir. Yupiterin üzükləri və ayları, maqnit sahəsi tərəfindən sıxışan elektron və ionların sıx bir radiasiya kəmərinə yerləşdirilmişdir. Bu hissəciklərdən və sahələrdən ibarət olan Jovian maqnitosferi, günəşə doğru 1 ilə 3 milyon km (600,000 - 2 milyon mil) məsafədə olan şarları və Yupiterin arxasındakı 1 milyard km-dən (600 milyon mil) daha çox uzanan külək şəklində quyruğa toxunur. Saturn & # 8217s orbit.

1979-cu ildə NASA & # 8217s Voyager 1 kosmik gəmisi tərəfindən kəşf edilən Yupiterin üzükləri sürpriz oldu: düzəldilmiş bir ana halqa və daxili buluda bənzər bir halo deyilən hər ikisi kiçik, qaranlıq hissəciklərdən ibarətdir. Şəffaflığına görə gossamer üzüyü kimi tanınan üçüncü bir üzük, əslində üç kiçik aydan: Amalteya, Thebe və Adrastea'dan çıxan üç mikroskopik zibildir. Galileo kosmik gəmisindən alınan məlumatlar, Yupiterin üzük sisteminin, planetlərarası meteoritlərin nəhəng planetə çırpıldığı üçün toz atması nəticəsində meydana gələ biləcəyini göstərir. Əsas üzük, ehtimal ki, Metis ayından alınan materialdan ibarətdir. Jupiter & # 8217s üzükləri günəşin arxasında işıqlandıqda daha asan görünür, lakin Hubble Space Teleskop şəkillərinə tutuldu.

1995-ci ilin dekabrında NASA & # 8217s Galileo kosmik gəmisi Yupiter atmosferinə bir zond atdı, bu da planetin atmosferinin ilk birbaşa ölçmələrini etdi. Kosmik gəmi daha sonra Yupiterin və ən böyük ayların araşdırılmasına başladı. Galileo 29-cu orbitinə başladığında, Cassini-Huygens kosmik gəmisi Saturna gedən yolda ağırlıqlı kömək manevri üçün Yupiterə yaxınlaşırdı. İki kosmik aparat eyni vaxtda maqnitosfer, günəş küləkləri, üzüklər və Yupiterin auroralarını müşahidə etdi.

NASA, Yupiterin bir qütb orbitindən dərindən araşdırması üçün Juno adlı bir missiyaya 2011-ci ildə başladı. Juno, Yupiter və kimya, atmosfer, daxili quruluş və maqnit atmosferini araşdıracaq.


Təşəkkürlər

Əvvəlcədən sıxılmış hədəflərin hazırlanmasında kömək üçün M. Millerioux və F. Occelli'yi minnətdarlıqla qəbul edirik. Faydalı müzakirələrə görə F. Soubiran və S. Hamelə, nəşr olunmamış məlumatları paylaşdıqları üçün F. Soubirana təşəkkür edirik. C. Sorce, A. Sorce və J. Kendrick'e xüsusi təşəkkürlərimizlə OMEGA lazer qurğusu rəhbərliyinə, mükəmməl çəkilişlər və diaqnostik dəstək üçün təşəkkür edirik. OMEGA Lazer Müəssisəsi çəkilişləri NLUF proqramı çərçivəsində ayrıldı. Bu işin bir hissəsi LLNL tərəfindən LLNL LDRD proqramı və ABŞ Enerji Füzyon Enerji Elmləri Proqramının dəstəyi ilə DE-AC52-07NA27344 müqavilə nömrəsi ilə hazırlanmışdır. Bu iş fundamental elmlər üzrə CEA / DAM və DOE / NNSA əməkdaşlıq müqaviləsinin himayəsi altında həyata keçirilmişdir. G.W.C üçün qismən maliyyələşdirmə və J.R.R. NSF Fizika Sərhəd Mərkəzi mükafatı PHY-2020249 və DOE NNSA mükafatı DE6NA 0003856 tərəfindən təmin edilmişdir.


Yupiterdəki helium yağışı atmosferdə neon çatışmazlığını izah edir

Yupiterin içərisindən keçən bir dilim, helium və neondan tükənən üst təbəqələri, heliumun düşdüyü və düşdüyü nazik təbəqəni, helium və neonun yenidən metal hidrogenlə qarışdığını göstərir. (Burkhard Militzer qrafiki)

(PhysOrg.com) - Yer üzündə helyum, "Yuxarıda" filmindəki kimi şarları üzmək üçün istifadə olunan bir qazdır. Yupiterin içərisində isə şərtlər o qədər qəribədir ki, Kaliforniya Universiteti Berkeley-in proqnozlarına görə, helium damlacıqlara yığılır və yağış kimi yağır.

Helium yağışı əvvəllər Yupiter kimi bir qaz nəhəngi olan Saturnun həddindən artıq parlaqlığını izah etmək üçün təklif edilmişdi, lakin kütlənin üçdə biri.

Yupiterdə isə UC Berkeley alimləri helyum yağışının günəş sisteminin ən böyük planetin xarici təbəqələrində neon qıtlığını izah etməyin ən yaxşı yolu olduğunu iddia edirlər. Neon, helium yağış damcılarında əriyir və yenidən həll olunduğu dərin daxili hissəyə doğru düşür, hər iki elementin yuxarı təbəqələrini müşahidələrə uyğun olaraq tükəndirir.

"Helium əvvəlcə üst qatdakı bir bulud kimi bir duman kimi yoğuşur və damlalar böyüdükcə dərin daxili bölgəyə doğru düşür" dedi UC Berkeley, bu həftə çıxan bir hesabatın həmmüəllifi post-doktorant Hugh Wilson. jurnalda Fiziki Baxış Məktubları. "Neon heliumda həll olur və onunla birlikdə düşür. Bu səbəbdən araşdırmamız atmosferdə müşahidə olunan itkin neonu başqa bir təklif olunan prosesə, helium yağışına bağlayır."

Wilson-un həmmüəllifi, Burcard Militzer, UC Berkeley-nin yer və planetar elmləri və astronomiya üzrə dosenti, "yağış" ın - Yer üzünə düşən su damlalarının - Yupiter atmosferində baş verənlərə bənzərsiz bir bənzətmə olduğunu qeyd etdi. Helyum damlaları, Yupiterin hidrogen buludlarının zirvələrindən təxminən 10.000-1000.000 km (6000-8000 mil) aşağıda, təzyiq və istilikdə o qədər yüksək olur ki, "hidrogen və helyumun qaz və ya maye olduğunu fərq edə bilməzsiniz" dedi. . Hamısı mayedir, buna görə yağış həqiqətən metal hidrogen mayesindən düşən neon ilə qarışıq maye helyum damlalarıdır.

Wilson'un sözlərinə görə, tədqiqatçıların proqnozu, Jupiterin daxili və digər planetlərin daxili modellərini dəqiqləşdirməyə kömək edəcəkdir. Planetlərin interyerlərini modelləşdirmək, digər ulduzların ətrafındakı ekstremal mühitlərdə yaşayan yüzlərlə ekstraolar planetlərin aşkarlanmasından bəri isti bir tədqiqat sahəsinə çevrilmişdir. Tədqiqat NASA-nın Jupiterə gələn il istifadəyə verilməsi planlaşdırılan Juno missiyası ilə də əlaqəli olacaq.

Militer və Wilson, Jupiterin daxili xüsusiyyətlərini, xüsusən də planetin mərkəzinə doğru temperatur və təzyiq artdıqca dominant tərkib hissələrində - hidrogen və helyumda baş verənləri proqnozlaşdırmaq üçün "sıxlıq funksional nəzəriyyəsi" ni istifadə edən modellər arasındadır. Bu şərtlər hələ laboratoriyada çoxaltmaq üçün həddindən artıqdır. Hətta almaz-örs hüceyrələrindəki təcrübələr də yalnız Yerin nüvəsində təzyiq yarada bilər. 2008-ci ildə Militzerin kompüter simulyasiyaları, Yupiterin qayalı nüvəsinin qalın bir metan, su və ammonyak buzları ilə əhatə olunduğuna, əvvəlki proqnozlardan iki qat daha böyük olduğuna qərar verdi.

İki model, 1995-ci ildə Yupiterin atmosferindən enən və atmosfer, ağırlıq altında əzilənə qədər istilik, təzyiq və elementar bolluq ölçülərini geri göndərən Galileo zondunun kəşfi səbəbiylə hazırkı araşdırmalarına başladılar. Bütün elementlər, günəşdəki bolluqla müqayisədə bir az zənginləşmişdi - bu, helyum və neon xaricində, 4,56 milyard il əvvəl günəş sistemi meydana gəldiyi zaman elementar bolluqlara bənzəyir. Neon, günəşdəki kimi onda biri qədər bol olduğundan diqqət çəkdi.

Onların simulyasiyaları göstərdi ki, neonun atmosferin yuxarı hissəsindən çıxarılmasının yeganə yolu helyumla düşməlidir, çünki neon və helyum asanlıqla spirt və su kimi qarışır. Militzer və Wilsonun hesablamaları, istiliyin təxminən 5000 dərəcə Selsi və təzyiqin Yerdəki atmosfer təzyiqindən 1 ilə 2 milyon qat çox olduğu planetin içərisindəki təqribən 10.000-13.000 kilometr məsafədə hidrogenin keçirici bir metal halına gəldiyini göstərir. Helium, hələ metal deyil, metal hidrogenlə qarışmır, buna görə su içindəki yağ damlaları kimi damcılar meydana gətirir.

Bu, atmosferin üst qatından neonun çıxarılması üçün bir açıqlama verdi.

"Helium və neon planetin dərinliyinə düşdükcə, hidrogenlə zəngin qalan zərf həm neondan, həm də helyumdan yavaş-yavaş tükənir" dedi Militzer. "Hər iki elementin ölçülən konsentrasiyaları hesablamalarımızla kəmiyyətcə uyğun gəlir."

Saturnun helium yağışının fərqli bir müşahidə olduğu üçün proqnozlaşdırıldı: Saturn yaşına və proqnozlaşdırılan soyutma nisbətinə görə olandan daha isti. Düşən yağış, fərqi hesablayan istini buraxır.

Yupiterin temperaturu, soyutma dərəcəsi və yaş modelləri ilə uyğun gəlir və atmosferdə neon tükənməsi aşkarlanana qədər helium yağışı fərziyyəsinə ehtiyac yox idi. Maraqlıdır ki, Kaliforniya Texnologiya İnstitutundan (Caltech) nəzəriyyəçi David Stevenson, Galileo zondunun ölçmələrindən əvvəl Yupiterdə neon tükənməsini proqnozlaşdırsa da, təxminlərinin səbəbini heç vaxt dərc etməyib.


Günün Astronomiyası Resmi

Kosmosu kəşf edin! Hər gün cazibədar kainatımızın fərqli bir görünüşü və ya fotoşəkili, peşəkar bir astronom tərəfindən yazılmış qısa bir açıqlama verilir.

2021 8 iyun
Juno'dan Yupiter Buludlarında Üz
Şəkil krediti: NASA / JPL-Caltech / SwRI / MSSS / Jason Major

İzahat: Yupiter buludlarında nə görürsən? Planetin ətrafında dövrə vuran ən böyük miqyasda, Yupiterin dəyişkən işıq zonaları və qırmızı-qəhvəyi kəmərləri var. Əsasən hidrogen və helium olan yüksələn zona qazı ümumiyyətlə yüksək təzyiqin olduğu bölgələrdə dolaşır. Əksinə, düşən kəmər qazı, ümumiyyətlə, Yerdəki siklonlar və qasırğalar kimi aşağı təzyiq bölgələrində dolaşır. Kəmər fırtınaları böyük və uzunömürlü ağ ovallar və uzanan qırmızı ləkələr şəklində meydana gələ bilər. NASA-nın robot Juno kosmik gəmisi, 2017-ci ildə 6 aylıq periyove zamanı bu bulud xüsusiyyətlərinin əksəriyyətini ələ keçirdi, bu, 2 aylıq döngəsində nəhəng planetin altıncı keçidi. Ancaq görünən şəkilə diqqətinizi çəkən şübhəsiz ki, bu buludların özləri deyil, onların düzülüşüdür. Jovey McJupiterFace ləqəbli gözə dəyən üz, qonşu fırtına buludları dönmədən bəlkə də bir neçə həftə davam etdi. Juno indi Yupiter ətrafında 33 dövrü tamamladı və dünən Günəş Sistemimizin ən böyük ayı olan Ganymede yaxınlığında yaxın bir keçid etdi.


Yupiter-daxili şəraitdə hidrogen-helium qarışmazlığının dəlili

İsti sıx hidrogen-helium (H-He) qarışıqlarının faza davranışı, Yupiter və Saturnun təkamülü və onların daxili strukturları haqqında anlayışımızı təsir göstərir 1,2. Məsələn, H-He atmosferindən O-nun təxminən 1-10 meqabar və bir neçə min kelvində yağması, həm Saturn 1,3-ün artıq parlaqlığını, həm də Yupiterdəki He və neon (Ne) tükənməsini izah etmək üçün çağırılmışdır. Galileo sondası 4,5-in müşahidə etdiyi kimi atmosfer. Lakin əhəmiyyətinə baxmayaraq, müvafiq planet şəraitində H-He fazası davranışı zəif məhdudlaşdırılır, çünki hesablama yolu ilə müəyyənləşdirmək çətindir və istilik və təzyiq həddinə eksperimental olaraq çatmaq çətindir. Burada H-nin lazerlə idarə olunan şok kompressiyası ilə uyğun istilik və təzyiqlərə çatdığını bildiririk2-Almas-anvil hüceyrələrində əvvəlcədən sıxılmış nümunələr. Bu, Hovonot daxili şəraitində H-He qarışıqlarının xüsusiyyətlərini araşdırmağa və Hugoniot boyunca bir-birinə qarışmayan bir bölgə aşkar etməyə imkan verir. Nümunə yansıtıcılığındakı açıq bir kəsici dəyişiklik, bu bölgənin 150 gigapaskalın üstündə 10.200 kelvində bitdiyini və 4.700 kelvində 93 gigapaskalın üzərində daha incə bir yansıtma dəyişikliyinin meydana gəldiyini göstərir. Yupiter üçün təzyiq-temperatur profillərini nəzərə alsaq, protozollara yaxın bir qarışıq üçün bu eksperimental qarışıqlıq məhdudiyyətləri, H-He faza ayrılmasının böyük bir hissəni təsir etdiyini düşünür - biz Yupiterin daxili hissəsinin radiusunun təxminən yüzdə 15-ini qiymətləndiririk. Bu tapıntı Juno və Galileo kosmik aparatlarının müşahidələrini 1,4,6-8 izah etmək üçün təbəqəli bir içəri çağıran Yupiter modelləri üçün mikrofiziki dəstək təmin edir.


Yupiterin Hidrogen və Helium atmosferində buludlar necə yarana bilər? - Astronomiya

Yupiterin atmosferinə baxanda gördüyünüz ilk şey qaranlıq və açıq bulud zolaqlarının yanında burulğanlar, dalğalar və oval ləkələrdir. Nümunələr heyrətləndirir! Bəs bu mürəkkəb rəng və forma qarışığına səbəb nədir?

Gəlin atmosferin tərkibindən başlayaq. Yupiter & # 8217s atmosferi əsasən günəşin atmosferinə bənzəyən bir qarışıqda hidrogen və helyumdan ibarətdir. Oksigen və azot kimi qazlar, metan, ammonyak, hidrogen sulfid və su daxil olmaqla birləşmələrlə birlikdə mövcuddur.

Atmosfer səthində görünən buludlar (görə bildiyimiz hissə) ammonyakdan ibarətdir və onlarca və ya daha çox zona zolaqlarında düzülmüşdür. Bu lentlər aydınlıq və qaranlıq arasında dəyişkən görünür və fərqli sərhədlərə malikdirlər. Ekvatora paralel uzanırlar. Rənglərdəki fərqin ammonyakın tərkibinin səbəb olduğu düşünülür. Daha yüngül lentlər və ya zonalar deyildiyi kimi, daha yüksək ammonyak buzuna malikdir və yüksək hündürlüklərdə qeyri-şəffafdır. Daha qaranlıq bantlar və ya kəmərlər daha incədir və daha aşağı bir yüksəklikdədir. Niyə rəngdə bu qədər fərq olduğu tamamilə bilinmir.

Jovian Buludları: Bölgələr və Kəmərlər

Jovian atmosferinin ən maraqlı cəhəti buranın çox aktiv, şiddətli bir yer olmasıdır. Kəmərlər və zonalar atmosfer jeti ilə məhdudlaşır. Bu sahələr arasındakı küləyin səthi boyunca rəqs edən gözəl burulğanlara və girdablara səbəb olur. Atmosferdə nəhəng fırtınalar da var. Jovian fırtınasının ən yaxşı bilinən nümunəsi Böyük Qırmızı Ləkədir. Böyük Qırmızı Ləkə köhnə bir fırtınadır. Ən az 180 il və bəlkə də 345 il davam etdi! Yerin ölçüsündə üç planetin yerləşəcəyi qədər böyükdür. İlk dəfə 2000-ci ildə üç kiçik ağ fırtınanın toqquşmasından sonra görülən Oval BA adlı bir & # 8220Kiçik Qırmızı Ləkə & # 8221 olduğunu bilirdinizmi. Who knows, maybe Oval BA will become the next Great Red Spot…in another hundred years or so!


Physics and Chemistry of the Solar System

The Atmospheres of Jupiter and Saturn: Observed Composition

We have known since the pioneering work of Rupert Wildt in the 1930s that hydrogen, methane, and ammonia are present in Jupiter's atmosphere. Since 1966, however, there have been enormous advances in spectroscopic instrumentation. These advances have greatly multiplied the number of known species and correspondingly enriched our understanding of the processes affecting atmospheric composition.

Conventional spectroscopy disperses light according to its wavelength, by either refraction through a prism or diffraction off a grating. The dispersed light is then swept across a small detector, which converts the photon beam to an electric current. This current is recorded on magnetic media, or amplified and used to drive a chart recorder. The width of the wavelength interval intercepted by the detector at any time, Δλ, is called the spectral resolution of the instrument. A typical broad-coverage spectrum, such as the entire visible or entire near infrared region, must therefore consist of approximately λ/Δλ separate measurements. Thus a spectrum of resolution λ/Δλ = 10 4 must contain 10 4 samples of the spectrum, and the detector must therefore waste 99.99% of the incident light during sampling of any single wavelength interval. To some degree, this problem may be offset by using several detectors simultaneously (called multiplexing), but it is still obvious that taking a high-resolution spectrum of a faint source will require long observing times or very large telescopes with great light-gathering power.

There are, of course, strong reasons for desiring high spectral resolution. A low-resolution spectrum that resolves only the envelope of rotation–vibration bands without resolving the individual lines is inadequate for estimating rotational temperatures. A medium-resolution spectrum that separates the lines but does not resolve individual line profiles can provide useful temperature and abundance data, but will not allow the collision-broadening of the spectral lines to be measured. Only a high-resolution spectrum with Δλ several times less than the line widths can permit full extraction of the information inherent in the spectrum. Depending on the species observed and on the wavelength region, resolutions of 10 4 to 10 6 may be needed.

The spectroscopic technique that has revolutionized planetary astronomy is interferometry, sometimes called Fourier transform spectroscopy. In this technique, a wide spectral region is admitted undispersed but well collimated into the spectrometer ( Fig. V.5 ). There the beam is passed through a diagonal half-silvered (uniformly but incompletely reflective) mirror called a beam splitter. One half of the beam is reflected off a fixed mirror and traverses a constant path, whereas the other half of the beam reflects off a moveable mirror. These two reflected beams are then recombined to interfere with each other. The resultant intensity of the combined beams, measured as a function of the path-length difference between the two beam paths, is called an interferogram. When the paths followed by the two beams differ by an integral number of wavelengths of light of a particular frequency, then that light will interfere constructively with itself and be fully represented in the observed interferogram. Other wavelengths which do not meet this criterion will interfere destructively.

Figure V.5 . Interferometric spectroscopy. a depicts an interferometer accepting two parallel beams from a telescope (T) aimed at a Planckian source and an internal calibration laser (L). The beams strike a lightly silvered beam splitter, and half of the intensity of each beam is reflected off a stationary mirror and thence to the two detectors DT and DL, separately. The other half of the beam intensity passes through the beam splitter and is reflected off a traveling mirror. The laser-source and Planckian-source interferograms are shown in b and c. The laser source is used to monitor the precise position of the moveable mirror. In practice it is sufficient to use a single detector for both beams together. The original spectrum, reconstructed by taking the Fourier transform of the sum of the two interferograms, is shown in d.

To determine the interferogram precisely, it is essential that the mirror position be monitored equally precisely. This is done by inserting a very pure single-wavelength (monochromatic) beam of light into the instrument with a small laser.

In Fig. V.5 we describe the mirror position by the variable x, which is zero when the light paths in the two arms of the interferometer are equal. When x = 0, hamısı light of any frequency whatsoever interferes constructively with itself at the detector. This is called a “white light spike” in the interferogram. A mirror displacement of x in either direction will increase the total light path by 2x, and a monochromatic light source of wavelength λ will interfere constructively with itself and give a large signal at detector D whenever 2x is some exact integer multiple of λ: x = /2 (see Fig. V.5b ).

An interferogram for a Planck function is given in Fig. V.5c . Note that low multiples of λm show up as peaks in the interferogram, but each repetition becomes more smeared out, with the intensity eventually reaching a nearly constant level.

The original spectrum can be reconstructed from the interferogram by taking the Fourier transform of the interferogram. Because of the symmetry of the interferogram about x = 0, the Fourier series may be expressed using only cosine terms as

where the index mən runs from zero to some maximum Mən. The larger the value of Mən (the number of samples in the interferogram), the higher the resolution of the spectrum. Dəyəri x is precisely monitored by counting the laser interference fringes.

The advantage of an interferometer is that every photon in the entire spectral region under study is used at all times in constructing the interferogram. Thus no light is ever wasted, and even high-resolution spectrograms can be made using reasonable-sized telescopes with observing times of about 1 second per interferogram. A dispersive spectrometer on the same telescope, with a resolution of 10 6 , would need 10 6 detectors in order to operate as efficiently! This strong point of the interferometer is called the multiplex advantage. When even greater spectral resolution or sensitivity is desired, the interferogram may be scanned more slowly, and large numbers of interferograms may be added coherently (that is, they are aligned at x = 0 before adding).

Such high-resolution interferometric spectra of Jupiter and Saturn have been available for a number of years, and the information in them is immense. After methane, ammonia, and hydrogen, which had already been identified as constituents of both Jupiter and Saturn prior to the introduction of Fourier-transform spectroscopy, a number of other species have been discovered. These include ethane (C2H6), acetylene (C2H2), ethylene (C2H4), monodeuteromethane (CH3D), carbon-13 methane ( 13 CH4), HD, phosphine (PH3), water vapor (H2O), germane (GeH4), hydrogen cyanide (HCN), and carbon monoxide (CO). The 13 C: 12 C ratio has been found to be indistinguishable from the terrestrial or meteoritic value, whereas the D:H ratio is much lower than in Earth's oceans, but very similar to that believed characteristic of primitive solar nebula material. The 15 N: 14 N ratio in ammonia has been found to decrease upward in the stratosphere by about a factor of 2 relative to the ammonia isotopic composition seen in the 5-μm “hot spots.” Photolysis would destroy isotopically light ammonia slightly more readily than heavy ammonia, contrary to observation, but fractional distillation of ammonia would leave a vapor that is slightly enhanced in the lighter isotope. The other chemical species require chemical explanation of their sources, stability, and observed abundances. In addition, large numbers of other species have been sought but not found in high-resolution spectra. Their absence is a great help in that it places constraints on chemical models of the Jovian planets: a model not only must pass the test of explaining the abundances and altitude distribution of the observed species, but also must not predict abundances of other species in excess of their observational detection limits. The abundances of known species and upper limits on some other species of interest are given in Table V.1 .

Table V.1 . Abundances in the Atmospheres of Jupiter and Saturn

Abundance (Mole fraction)
SpeciesFormulaNotesYupiterSaturn
HydrogenH2 0.850.84
HeliumHe 0.150.16
MethaneCH4 1 × 10 −3 2 × 10 −3
AmmoniaNH3A8 × 10 −4 6 × 10 −4
Water vaporH2OB1 × 10 −3 2 × 10 −3 ?
Hydrogen sulfideH2SB8 × 10 −5 ?
Hydrogen deuterideHD 6 × 10 −5 6 × 10 −5
NeonNeC2.2 × 10 −5 ?
Argon 36 Ar + 38 ArD1.6 × 10 −5 ?
PhosphinePH3 1 × 10 −6 6 × 10 −6
MonodeuteromethaneCH3D 2 × 10 −8 2 × 10 −8
KryptonKrD1.5 × 10 −9 ?
Hydrogen chlorideHCl &lt 10 −9 10 −9
GermaneGe 6 × 10 −10 &lt 10 −9
XenonXeD2 × 10 −10 ?
Carbon monoxideCOE1 × 10 −10 &lt 10 −10
EthaneC2H6F4 × 10 −6 5 × 10 −6
AcetyleneC2H2F3 × 10 −8 1 × 10 −7
EthyleneC2H4F1 × 10 −9 &lt 10 −9
Hydrogen cyanideHCNF1 × 10 −9 &lt 10 −9
Methyl amineCH3NH2F&lt 10 −9 &lt 10 −6
HydrazineN2H4F&lt 10 −9 &lt 10 −9

Notes: a: lower tropospheric abundance from microwave opacity b: solar abundance assumed for Jupiter below the water and NH4SH cloud bases c: Ne:H on Jupiter was measured by the Galileo Probe as 10 times the solar Ne:H ratio d: the heavy noble gases Ar, Kr and Xe were measured by the Galileo Probe at about 2.5 × solar e: CO is probably transported up to the tropopause by turbulent mixing f: photochemical products detected in the stratosphere but of negligible abundance in the troposphere.


Videoya baxın: Ceyhun Zeynalov Cin - Deniz (Sentyabr 2021).