Jupiters atmosfære

Jupiters atmosfære
Skymønstre på Jupiter Foto: NASA/JPL (29. november 2000)
Generell informasjon
Høyde		90 km
Sammensetning
Hydrogen		89,8±2,0 %
Helium		10,2±2,0 %
Metan		~0,3 %
Ammoniakk		~0,026 %
Hydrogendeuterid		~0,003 %
Etan		0,0006 %
Vann		0,0004 %

Jupiters atmosfære er den største planetariske atmosfæren i solsystemet. Den består hovedsakelig av molekylært hydrogen og helium i solare proporsjoner, mens metan, etan, ammoniakk, hydrogensulfid og vann finnes i små mengder. Vannet er antatt å ligge dypt i atmosfæren. Forekomsten av oksygen, nitrogen, svovel og edelgasser overgår solverdiene med en faktor på rundt tre.

Atmosfæren mangler en klar nedre grense og har gradvise overganger mot det flytende indre av planeten. Nivået for 10 bars trykk (90 km under «overflaten» med 1 bar trykk) regnes i denne artikkelen som atmosfærens nedre grense. Fra nederst til øverst består den av lag som tilsvarer Jordens troposfære, stratosfære, termosfære og eksosfære. Hvert lag har karakteristiske temperaturgradienter.

Troposfæren har et komplisert system av skyer og tåker bestående av lag med ammoniakk, ammoniumhydrosulfid og vann. De øvre ammoniakkskyene på Jupiters overflate er delt inn i et dusin sonale striper parallelt med ekvator og er avgrenset av kraftige sonale strømmer (vind) i atmosfæren kjent som jetstrømmer. Stripene varierer i farge: De mørke stripene kalles belter mens de lyse kalles soner. Sonene er kaldere enn beltene og stammer fra oppstrømmende luft mens beltene markerer synkende luft. Den lysere fargen i sonene antas å komme av ammoniakkis, men hva som gir beltene den mørkere fargen er usikkert. Grunne modeller hevder at stripene og jetstrømmene er overflatefenomener som ligger over et stabilt indre. Dype modeller hevder at stripene er overflateutslag fra dype sirkulasjoner i Jupiters mantel av molekylært hydrogen som er organisert i en rekke sylindre.

Atmosfæren har mange aktive fenomener, som ustabiliteter i stripene, virvler (sykloner og antisykloner), stormer og lyn. Virvlene fremstår som store røde, hvite eller brune flekker (ovaler). De to største er den store røde flekken og Oval BA. Begge er mursteinsrøde og oransjefargede.

Kjernen, mantelen og atmosfæren

Astrofysikere bruker ulike definisjoner på hva som er «Jupiters atmosfære». La oss derfor først rekapitulere litt, og beskrive hovedinnholdet av Jupiters struktur fra innerst til ytterst. Dette er nødvendig for å unngå en del misforståelser med hensyn til hvordan ordet «atmosfære» brukes i denne artikkelen.

Under atmosfæren består Jupiter av en planetkjerne og en analogi til jordens mantel. Kjernen opptar mellom 30 og 50 % av planetens radius, og inneholder tunge grunnstoffer med en masse på 7–25 ganger jordens.^{[L 1]} Mantelen omkring kjernen består av flytende metallisk hydrogen og noe helium. Den strekker seg til 78 % av planetens radius.^{[L 2]} Deretter følger et ytre lag overveiende av molekylært hydrogen.^{[L 3]}

Data fra romsonden Juno tydet på at Jupiter har en diffus kjerne; hvilket vil si en blanding av stein og flytende metallisk hydrogen. Denne diffuse kjernen blander seg med mantelen.^{[W 1][W 2]} Blandingsprosessen kan ha vært forårsaket av en kollisjon med en planet på omkring ti jordmasser noen få millioner år etter Jupiters dannelse. Kollisjonen kan ha forstyrret den opprinnelig Jupiterkjernen som antas å ha vært fast.^{[L 4][L 5]}

Trykket i kjernen er omkring 40 megabar/4 000 gigapascal, og temperaturen ligger på 20 000 kelvin. Til sammenligning dannes diamanter ved 10 gigapascal. Mantelen strekker seg i et område som har mellom 2 og 40 megabar trykk. Deretter følger et heliumfattig lag med molekylært hydrogen fra 2 megabar til 5 000 bar. Noen ganger kalles dette for «den ytre mantelen».^{[W 1]} Området fra 600 til 1 000 km under skydekket (1 000-5 000 bar) er sannsynligvis radioaktivt. Området fra 100 til 600 km under skydekket (12-1 000 bar) er den konvektive sone. Ved 10 bar trykk (90 km under skydekket) begynner den nedre grensen for troposfæren og resten av atmosfæren.^{[W 1]}

Den franske astrofysikeren Tristan Guillot (f. 1970) skrev i 1999 at atmosfæren strekker seg 3 000 km under skydekket.^{[L 6]} Han gjentok dette i 2018.^{[L 7]} Han definerer atmosfærens begynnelse som 1 000 km under den radioaktive sonen og inn i den ytre mantelen. Det som denne artikkelen omtaler som atmosfære, betegner han som «det meterologiske lag».^{[W 1]}

Atmosfærens vertikale struktur

Jupiters atmosfære er den største planetariske atmosfæren i solsystemet. Den er inndelt i fire lag som i stigende høyde tilsvarer jordens troposfære, stratosfære, termosfære og eksosfære. Jupiter mangler noe som tilsvarer mesosfæren i jordens atmosfære.^{[L 8][L 9]}

Jupiter har ingen fast overflate, og troposfæren har en glidende overgang inn til planetens flytende indre. Temperaturene og trykkene ligger godt over det kritiske punktet for hydrogen og helium, slik at der ikke er noen klar grense mellom gass- og væskefase. Hydrogen blir en superkritisk væske ved trykk rundt 12 bar.^{[L 6]} Nivået for et trykk på 10 bar, en høyde på rundt 90 km under nivået for 1 bar trykk, blir vanligvis brukt som utgangspunkt for å angi det laveste nivået til troposfæren.^{[L 10]} I vitenskapelig litteratur blir nivået for 1 bar trykk vanligvis valgt som et nullpunkt for høyde – en «overflate» for Jupiter.^{[L 6]} Eksosfæren har ingen godt definert øvre grense,^{[L 11]} men tettheten avtar gradvis før den smidig går over til interplanetarisk materie omtrent 5 000 km over «overflaten».^{[L 12]}

Vertikale temperaturforandringer tilsvarer de som er i jordens atmosfære. Temperaturen i troposfæren synker når høyden blir større, helt til den når et minimum i tropopausen^{[L 13]} som er grensen mellom troposfæren og stratosfæren. Tropopausen er omtrent 50 km over de synlige skyene (eller nivået for 1 bar) hvor trykket og temperaturen er rundt 0,1 bar og 110 kelvin.^{[L 10][L 14]} I stratosfæren stiger temperaturen til rundt 200 K ved overgangen til termosfæren i en høyde av omtrent 320 km og 1 μbar.^{[L 10]} I termosfæren fortsetter temperaturen å stige til den når 1 000 K i en høyde av omtrent 1 000 km hvor trykket er rundt 1 nbar.^{[L 15]}

Jupiters troposfære inneholder en komplisert skystruktur.^{[L 16]} De øvre skyene som ligger i trykkområdet 0,6–0,9 bar består av is av ammoniakk.^{[L 17]} Under disse skyene av ammoniakkis antas det at det finnes skyer av ammoniumhydrosulfid eller ammoniumsulfid (mellom 1–2 bar) og vann (3–7 bar).^{[L 18][L 19]} Skyer av metan finnes ikke siden temperaturen er for høy til at det kan kondensere.^{[L 16]} De vannholdige skyene danner det tetteste skylaget og har den sterkeste påvirkningen på atmosfærens dynamikk. Dette er et resultat av høyere fordampningsvarme for vann og høyere vannforekomst i forhold til ammoniakk og hydrogensulfid (det er mer av oksygen enn både nitrogen og svovel).^{[L 8]} Over hovedskylagene ligger ulike troposfæriske og stratosfæriske dislag ved henholdsvis 200–500 mbar og 10–100 mbar.^{[L 18][L 20]} Sistnevnte består av tunge polyaromatiserte hydrokarboner eller hydrazin som er generert fra metan i den øvre stratosfæren (1–100 μbar) under påvirkning av solens ultrafiolette stråling (UV).^{[L 16]}

Mengdeforholdet av metan og etan/acetylen i stratosfæren i forhold til molekylært hydrogen er henholdsvis 10⁻⁴ og 10⁻⁶.^{[L 12]}

Termosfærens trykk er lavere enn 1 μbar og fremviser fenomener som natthimmellys, polarlys og utslipp av røntgenstråling.^{[L 21]} Dens lag med økende tetthet av elektroner og ioner danner ionosfæren.^{[L 12]}

Liksom jorden har også Jupiter aurora polaris. Noen få lysglimt ble i 2005 oppdaget ved polene.^{[L 22]} Mikrobølgeradiometeret til romsonden Juno oppdaget mange flere polarlys i 2018.^{[trenger referanse]}

De høye temperaturene i termosfæren (800–1 000 K) er ikke fullt ut forstått;^{[L 15]} eksisterende modeller tilsier en maksimal temperatur på 400 K.^{[L 12]} Varmen kan skyldes at ultrafiolett stråling, røntgen eller gammastråling fra solen varmer opp ladde partikler fra magnetosfæren. Den kan også skyldes at tyngdebølger forplanter seg oppover fra stratosfæren.^{[L 23]}

Termosfæren og eksosfæren ved polene og ved lavere breddegrader avgir røntgenstråling. Dette ble observert av Einstein-observatoriet i 1983. Energipartikler fra Jupiters magnetosfære skaper lyse ovaler av polarlys som omkranser polene. Mens de terrestriske analogene bare vises under magnetiske stormer, er polarlys permanente formasjoner i Jupiters atmosfære.^{[L 24]}

Termosfæren på Jupiter var det første stedet utenfor jorden hvor trihydrogenion (H+
3) ble oppdaget.^{[L 12]} Dette ionet utstråler sterkt i den midterste infrarøde delen av spektret med bølgelengder mellom 3 og 5 μm; dette er den viktigste kjølemekanismen i termosfæren.^{[L 21]}

Kjemisk sammensetning

Sammensetningen av atmosfæren ligner sammensetningen til planeten som helhet.^{[L 25]} Den er den atmosfæren som er mest helhetlig forstått blant alle gasskjempene. Den ble observert direkte av atmosfæresonden til Galileo som gikk inn i den jovianske atmosfæren 7. desember 1995.^{[W 3]} Andre kilder til informasjon har vært Infrared Space Observatory (ISO),^{[L 26]} banesonden Cassini^{[L 27]} og jordbaserte observasjoner.^{[L 25]}

Atmosfæren består overveiende av molekylært hydrogen (89,8±2,0 %) (H₂) og helium (10,2±2,0).^{[L 25]} Forekomsten av helium er 0,157 ± 0,0036 i forhold til hydrogen etter antall molekyler og massebrøken er 0,234 ± 0,005, som er litt lavere enn solsystemets opprinnelige verdi.^{[L 25]} Grunnen til denne lave mengden er lite forstått, men noe av heliumet kan ha kondensert inn i kjernen.^{[L 17]} Denne kondensasjonen er mest sannsynlig i form av helium-regn: Ettersom hydrogen blir metallisk i dybder på mer enn 10 000 km, skiller helium seg fra det i flytende form, og synker nedover gjennom mantelen. Dette forklarer sjeldenheten til neon, som lett oppløses i flytende helium og også vil bli transportert til kjernen.^{[W 4]}

Atmosfæren inneholder også vann, metan (CH₄), hydrogensulfid (H₂), ammoniakk (NH₃) og fosfin (PH₃).^{[L 25]} Disse stoffene er fraværende under 10 bar. Det betyr at atmosfæren inneholder grunnstoffene karbon, nitrogen, svovel og muligens oksygen med en faktor på 2–4 relativt til solen. Ulike forklaringer på forekomsten av karbon, nitrogen og andre grunnstoffer har blitt foreslått. Den førende forklaringen er at Jupiter fanget isete planetesimaler i de senere stadiene av akkresjonen. Forekomsten av karbonisotopene ¹³C og ¹²C er 0,0108 ± 0,0005 mot 0,011 på solen.^{[L 25]}

Galileo mislyktes med å måle dybden av oksygenforekomsten i atmosfæren, fordi vannkonsentrasjonen økte nedover mot trykknivået 22 bar og da sluttet romsonden å fungere. Den målte forekomsten av oksygen er mye lavere enn verdiene på solen. Ettersom vanninnholdet øker med dybden, er det likevel sannsynlig at forekomsten av oksygen i dypet overstiger verdien for solen med en faktor på rundt 3.^{[L 25]}

Flyktige stoffer som edelgasser antas å ha blitt fanget som klatrathydrater i vannholdig is. Mengden av edelgassene argon, krypton og xenon tilsvarer forekomsten på solen, mens neon er noe sjeldnere. Forekomsten av argonisotopene ³⁶Ar og ³⁸Ar (5,6 ± 0,25), er litt mindre enn på solen (5,77 ± 0,08). Noe lignende gjelder neonisotopene ²¹Ne og ²²Ne (13 ± 2 mot 13,81 ± 0,08 på solen).^{[L 25]} Stoffene arsin (AsH₃) og german (GeH₄) finnes kun i spormengder.^{[L 25]} Den øvre atmosfæren inneholder små mengder av enkle hydrokarboner som etan, acetylen og diacetylen som dannes fra metan under påvirkning av ultrafiolett stråling fra solen og ladde partikler som kommer fra magnetosfæren.^{[L 25]} Karbondioksiden (CO₂), karbonmonoksiden (CO) og karbondisulfiden (CS₂) i den øvre atmosfæren antas å stamme fra kometnedslag som Shoemaker-Levy 9 som slo ned i Jupiter i 1994. Vannet kan ikke komme fra troposfæren fordi den kalde tropopausen hindrer vann i å stige til stratosfæren.^{[L 25]}

Jord- og bakkebaserte målinger har gitt bedre kunnskap om isotopiske forholdstall i atmosfæren. Forekomsten av hydrogenisotopene ¹H og deuterium (²H) er 2,25 ± 0,35×10^-5,^{[L 25]} som sannsynligvis tilsvarer den opprinnelige verdien i nebularhypotesen som ga opphavet til solsystemet.^{[L 26]} Forholdstallene for nitrogenisotopene ¹⁵N og ¹⁴N er 2,3×10^-3, en tredjedel lavere enn i jordens atmosfære (3,5×10^-3).^{[L 25]} Den forrige teorien om solsystemets opprinnelse betraktet den jordiske verdien for nitrogenisotoper som opprinnelige.^{[L 26]}

Romsonden Cassini oppdaget også spormengder av lettmetallet natrium i Jupiters atmosfære. I februar 2003 argumenterte Sushil K. Atreya et al ved University of Michigan for at dette hadde en ekstraplanetar opprinnelse, og ble tilført Jupiter utenfra etter planetens akkresjon og dannelse. Natrium ble i 2001 også oppdaget i atmosfæren til gasskjempen HD 209458 b («Osiris»), som går i bane rundt den gule dvergen HD 209458, 159 lysår unna.^{[L 25]} En sky av nøytralt natrium ble tidlig i 1972 oppdaget i nærheten av jupitermånen Io.^{[L 28]}

Soner, belter og jetstrømmer

Den synlige overflaten har et dusin striper parallelt med ekvator, bestående av lyst fargede soner og relativt mørke belter.^{[L 29]} Den brede ekvatorsonen (EZ) strekker seg fra breddegradene 7° S til 7° N. Over og under denne sonen ligger nord- og sør-ekvatoriale belter (NEB og SEB) som strekker seg til henholdsvis 18° N og 18° S. Lengre fra ekvator ligger nord- og sør-tropiske soner (NtrZ og STrZ).^{[L 29]} Vekslingen mellom belter og soner fortsetter til polområdene ved 50 . breddegrad hvor deres synlige forekomst blir noe dempet.^{[L 30]} Belte-sonene-strukturen strekker seg trolig godt mot polene, minst mot 80° N og 80° S.^{[L 29]}

Forskjellen i utseende mellom sonene og beltene skyldes tettheten til skyene. Konsentrasjonen av ammoniakk er høyere i sonene, og gir tettere skyer av ammoniakkis ved høyere nivåer som i sin tur fører til de lysere fargene.^{[L 13]} Skyene i beltene er tynnere og ligger på lavere nivåer.^{[L 13]} Den øvre troposfæren er kaldere i soner og varmere i belter. Hvilke kjemikalier som gjør soner og striper så fargerike er usikkert, men fargene kan skyldes kompliserte forbindelser av svovel, fosfor og karbon.^{[L 29]}

Stripene er avgrenset av sonale atmosfæriske strømmer (vinder) kalt jetstrømmer. De østgående (prograde) jetstrømmene finnes i overgangen mellom sonene og beltene (beveger seg bort fra ekvator), mens de vestgående (retrograde) jetstrømmene finnes i overgangen fra beltene til sonene.^{[L 29][L 31]} Den sonale vinden avtar i beltene og øker i soner fra ekvator til polene. Derfor er vindskjær i beltene syklonsk, mens de i sonene er antisyklonske.^{[L 19]} De ekvatoriale sonene er et unntak fra denne regelen og har en sterk østgående (prograd) jetstrøm og et lokalt minimum av vindhastigheter nøyaktig ved ekvator. Jetstrømhastighetene er høye på Jupiter og når over 100 m/s.^{[L 29][L 32]} Disse hastighetene tilsvarer ammoniakkskyer som ligger i trykkområdet 0,7–1 bar. De prograde jetstrømmene er generelt kraftigere enn de retrograde jetstrømmene.^{[L 29]} Jetstrømmene strekker seg vertikalt tusenvis av km inn i Jupiters indre, noe som ble målt av instrumentene til romsonden Juno. De forfaller over to til tre skalahøyder over skyene mens under skynivået øker vindene noe og forblir konstant ned til minst 22 bar (132 km under 1 bar) – den maksimale dybden som ble nådd av Galileo.^{[L 14]}

Opprinnelsen til stripene er uklar, men kan ligne den som driver jordens Hadleyceller. Den enkleste tolkningen er at soner er områder med atmosfærisk oppstrømning mens beltene er manifestasjoner av nedstrømning.^{[L 33]} Når luften som er anriket av ammoniakk stiger i sonene, ekspanderes den, avkjøles og danner høye tette skyer. I belter derimot synker luften og varmes adiabatisk. De hvite ammoniakkskyene fordamper og de lavere mørke skyene kommer frem. Beliggenheten og bredden på stripene og hastigheten og beliggenheten til jetstrømmene er bemerkelsesverdig stabile. De har bare endret seg så vidt fra 1980 til 2000. Et eksempel på endring er en reduksjon av hastigheten til de sterkeste østgående jetstrømmene som ligger på grensen mellom NTR og NTB ved 23° N.^{[L 34][L 33]} Stripene varierer både i farge og intensitet over tid, og disse variasjoner er observert siden tidlig på 1600-tallet.^{[L 35]}

Atmosfærisk sirkulasjon

Atmosfærisk sirkulasjon er en storskala atmosfærisk bevegelse hvor gass oppstår ved bestemte breddegrader, reiser nordover eller sørover, trekker seg tilbake, og går tilbake til sin opprinnelse i en lukket celle-sirkulasjon.^{[L 36]} På jorden består atmosfærisk sirkulasjon av 3 celler på hver halvkule: Hadleyceller, Ferrelceller og polarceller. På Jupiter finnes det 8 celler på hver halvkule langs breddegradene 20°-60° N\S. Cellene i de midterste breddegrader drives av Rossbybølger, på samme måte som Ferrelceller på jorden.^{[L 37][L 38][L 39][L 40]}

På Jupiter gir de synlige skybåndene indikasjoner på en oppadgående bevegelse i soner og en nedadgående bevegelse i beltene, i de øverste få bar.^{[L 41]} Høyere frekvenser av lyn i beltene, tyder likevel på en oppadgående atmosfærisk bevegelse i beltene, og en reversert bevegelse i dypere atmosfæriske lag.^{[L 42][L 43]} I 2017 målte romsonden Juno mikrobølger ned til omtrent 240 bar.^{[L 44]} Målingene viser at bevegelsene er en del av en stor sirkulasjon fra de midterste breddegrader med en oppadgående bevegelse i beltene og nedadgående bevegelser i sonene, som strekker seg fra ~1 bar ned til minst ~240 bar.^{[L 37]}

På jorden blir returbevegelsen i cellenes lavere grein balansert av friksjonen i Ekmanlag. På Jupiter blir den muligens balansert av friksjonen på grunn av magnetiske drag.^{[L 45]}

Spesifikke striper

Beltene og sonene har offisielle navn og unike karakteristikker. De begynner under de nordlige og sørlige polregionene som strekker seg fra polene til omtrent 40–48° N/S. De blå-grå polområdene er vanligvis uten særpreg.^{[L 30][L 46][L 47]}

Den nord-nordlige tempererte region (NNTR) viser sjeldent flere detaljer enn polene, på grunn av kantformørkelse, forkortelse av sentralperspektivet og de generelle diffuse detaljene. Det nord-nord tempererte beltet (NNTB) er likevel det nordligste distinkte belte, selv om det tidvis forsvinner. Forstyrrelser har en tendens til å være små og kortlevde. Den nord-nord tempererte sone (NNTZ) er mer prominent, men også generelt stille. Andre mindre belter og soner i regionen er tidvis observert.^{[L 48]}

Den nordlige tempererte region (NTR) er lett observerbar fra jorden, og den har en rik observasjonshistorie. Den har også den sterkeste prograde jetstrøm på planeten – en vestlig strøm som danner den sørligste grensen for det nordlige tempererte belte (NTB). NTB falmer omkring hvert tiår (dette var tilfelle under møtene til Voyager), slik at den nordlige tempererte sone (NTZ) tilsynelatende smelter sammen med den nordtropiske sone (NTropZ). Andre ganger blir NTZ delt av et smalt belte i nordlige og sørlige komponenter.^{[L 49]}

Den nordlige tropiske region består av NTropZ og det nordlige ekvatorialbelte (NEB). NTropZ har stabil farge, og endrer bare fargetone i tandem med aktiviteten i NTB's sørlige jetstrøm. Også denne blir delt av et smalt bånd, NTropB. Sjeldne ganger er den sørlige NTropZ vert for «små røde flekker» som er nordlige ekvivalenter til den store røde flekken. De opptrer vanligvis i par og er alltid kortlevde (de varer et år i snitt); en av dem var tilstede under møtet med Pioneer 10.^{[L 50]} NEB er et av de mest aktive belter på planeten. Det er preget av antisykloniske hvite ovaler og sykloniske «brune ovaler», hvor de første dannes lengre nord enn de siste; de fleste av disse fenomener er kortlevde. Liksom det sørlige ekvatorialbelte (SEB), har NEB tidvis falmet og «gjenoppstått». Tidsskalaen for disse endringer er omkring 25 år.^{[L 51]}

Ekvator-regionen (EZ) er en av de mest stabile regionene. Dens nordlige kant er vert for spektakulære konvektive søyler som går sørvest fra NEB. De er avgrenset av mørke, varme og mørke flekker (i infrarødt) kjent som «girlander».^{[L 52]} Den sørlige grensen for EZ er vanligvis stabil. Det var imidlertid motsatt fra slutten av 1800-tallet frem til tidlig på 1900-tallet. EZ varierer betraktelig i fargetoner, fra rosa til oker, eller endog en kobberfarge; regionen er tidvis oppdelt av et ekvatorbelte (EB).^{[L 53]} Fenomenene i EZ beveger seg omkring 390 km/t.^{[L 54][L 55]}

Den sørlige tropiske region (STP) omfatter det sørlige ekvatorbelte (SEB) og den sørlige tropiske sone (sTropZ). Den er den mest aktive regionen, og huser de sterkeste retrograde jetstrømmer. SEB er vanligvis det bredeste og mørkeste beltet; den er noen ganger delt av en sone (SEBZ), og kan falme fullstendig hvert 3-15 år før den gjenoppstår i SEB-syklusen. En periode på uker eller måneder følger beltets forsvinning, hvite flekker dannes og utstråler mørkt, brunt materiale når det strekkes inn i beltet av Jupiters vinder. Beltets siste forsvinning var i mai 2010.^{[W 5]}

SEB har en lang rekke sykloniske forstyrrelser som følger den store røde flekk. STropZ inneholder den store røde flekk, og blir tidvis rammet av en sørlig tropisk forstyrrelse (STropD). Oppdelingen av sonen kan vare lenge; en kjent oppdeling varte fra 1901 til 1939.^{[L 56]}

Den sørlige tempererte region, eller det sørlige tempererte belte (STB), er et mørkt belte som er mer prominent enn NTB. Frem til mars 2000, huset det de hvite ovalene BC, DE og FA, som smeltet sammen til Oval BA. Ovalene var en del av STZ, men strakk seg inn i STB.^{[L 29]} STB har tidvis falmet bort, på grunn av interaksjoner mellom de hvite ovaler og den store røde flekken. Tilsynekomsten av den sørlige tempererte sone (STZ)—sonen hvor de hvite ovalene oppstod – er høyst variabel.^{[L 57]}

Den sør-sør tempererte region (SSTR) er vanskeligere å oppdage enn NNTR. Detaljene er subtile og kan bare studeres med store teleskoper eller romsonder.^{[L 58]}

Mange soner og belter er mer forbigående og ikke alltid synlige. Dette gjelder ekvatorialbeltet (EB),^{[L 59]} den nordlige ekvatorialbelte-sone (NEBZ, en hvit sone innenfor beltet) og den sørlige ekvatorialbelte-sone (SEBZ).^{[L 60]} Belter og soner blir tidvis delt av plutselige forstyrrelser. En N eller S indikerer om komponenten er i nord eller sør; for eksempel NEB(N) og NEB(S).^{[L 61]}

Dynamikken i atmosfæren

Sirkulasjonen i Jupiters atmosfære er markant annerledes enn i jordens atmosfære. Det indre av Jupiter er flytende og en fast overflate mangler. Derfor kan konveksjon oppstå gjennom planetens ytre molekylære lag. Per 2008 er det ingen full forståelse av atmosfærens dynamikk. En teori om dynamikken må forklare følgende:^{[L 34][L 62][L 63]}

• Smale stabile striper og jetstrømmer som er symmetrisk relativt til Jupiters ekvator. ^{[L 34]}
• Den sterke prograde jetstrømmen ved ekvator. ^{[L 34]}
• Forskjellen på sonene og beltene og deres opprinnelse. ^{[L 34]}
• Den vedvarige naturen til store virvler som den store røde flekken.^{[L 34]}

Sirkulasjon i Jupiters atmosfære har blitt forsøkt forklart av matematiske modeller. «Grunne modeller» hevder at sirkulasjonene er begrenset til et tynt ytre værlag som ligger over et stabilt indre. «Dype modeller» postulerer at strømmene er overflatemanifestasjoner av sirkulasjoner fra dybden av atmosfæren.^{[L 64]} Begge teoriene har mangler, og mange forskere tror at sannheten inneholder elementer fra begge modellene.^{[L 65]}

Grunne modeller

Forsøk på å forklare atmosfæredynamikken går tilbake til 1960-årene,^{[L 64][L 66]} og var delvis basert på meteorologi på jorden. Disse grunne modellene antok at jetstrømmene på Jupiter er drevet av småskala turbulenser som i sin tur vedlikeholdt den fuktige konveksjonen i de ytre lagene av atmosfæren (over de vannholdige skyene).^{[L 67][L 68]} Den fuktige konveksjonen er relatert til kondensasjon og fordampning av vann og er en av hoveddrivkreftene for jordens vær.^{[L 69]}

I denne modellen forklares opphavet til jetstrømmer med en velkjent egenskap med todimensjonal turbulens – en inverse kaskade hvor små turbulente virvler slår seg sammen og danner større virvler.^{[L 67]} Grensene for planetens størrelse betyr at kaskaden ikke kan produsere strukturer som er større enn en gitt skala. I Jupiters tilfelle kalles dette Rhines skala. Denne skalaen er forbundet med produksjonen av rossbybølger (planetære bølger). Rossybølger på jorden er storskala bevegelser i havet eller atmosfæren som blir skapt av endringer av corioliskraften. Når den største turbulente virvelen oppnår en viss størrelse, begynner energien å flyte inn i rossbybølgene i stedet for i større turbulente strukturer, og den inverse kaskaden stopper opp.^{[L 70]} Den sfæriske roterende planet gir en anisotropisk spredningsrelasjon av rossbybølgene, hvor de er sterkere i retningen som er parallelt med ekvator, enn ortogonalt.^{[L 70]} I grunne modeller er det derfor slik at virvlene mater jetstrømmene og forsvinner ved å slå seg sammen med dem.

Disse vær-lag modellene kan forklare et dusin av mindre jetstrømmer. Likevel har modellene alvorlige forklaringsproblemer.^{[L 67]} En åpenbar feil i grunne modeller viser seg i prograde (superroterende) ekvatorialjetstrømmer. Med sjeldne unntak produserer grunne modeller en sterk retrograd (subroterende) jetstrøm. Dette står imidlertid i motsetning til observasjoner. I tillegg blir jetstrømmene ustabile og forsvinner over tid.^{[L 67]} Grunne modeller kan ikke forklare hvordan de atmosfæriske bevegelsene på Jupiter motsier kriteriene om stabilitet i to dimensjoner.^{[L 71]} Multilags-versjoner av grunne modeller kan forklare en mer stabil sirkulasjon, men mange forklaringsproblemer gjenstår.^{[L 72]}

Atmosfæresonden som ble sendt ut fra romsonden Galileo i juli 1995 påviste at vindene på Jupiter fortsetter langt under vannskyene ved 5–7 bar og ikke viser noen tegn til å avta ned til 22 bars trykk. Dette viser at sirkulasjonen er svært dyp.^{[L 14]}

Dype modeller

Den dype modellen ble foreslått av Friedrich Hermann Busse (f. 1936) i 1976.^{[L 73][L 74]} Modellen er basert på en egenskap ved fluidmekanikk, som er forklart i Taylor-Proudman-teoremet. Teoremet sier at når et fast legeme beveger seg langsomt i en veske som roterer med en høy vinkelhastighet ${\displaystyle \Omega }$, vil veskens hastighet være uniform langs enhver linje parallelt med rotasjonsaksen. Teorien hevder at i enhver fast roterende barotropisk ideal veske, er flyten organisert i en serie av sylindere som ligger parallelt med rotasjonsaksen. Betingelsen til teoremet er sannsynligvis oppfylt i veskene i Jupiters indre. Derfor kan planetens metalliske hydrogen deles opp i sylindere, og hver sylinder har en sirkulasjon som er uavhengig av de andre.^{[L 75]} De breddegrader hvor sylindrenes ytre og indre grenser krysser den synlige overflaten på planeten tilsvarer jetstrømmene. Videre opptrer sylindrene i seg selv som soner og belter.

Den dype modellen forklarer de sterke prograde (superroterende) ekvatorialjetstrømmene; jetstrømmene er stabile og trenger ikke å tilfredsstille stabilitetskriteriene i to dimensjoner.^{[L 75]} Modellen har imidlertid også større begrensninger. Den forklarer bare et svært lite antall av brede jetstrømmer, og realistiske simuleringer av flyten i tre dimensjoner er ikke mulige. Forenklede modeller som er brukt til å forklare dyp sirkulasjon, kan ikke forklare viktige sider av fluidmekanikken på Jupiter.^{[L 75]}

En modell fra 2004 reproduserte på en vellykket måte den jovianske bånd – jetstrømmens struktur.^{[L 65]} Den forutsatte at molekylært hydrogen i mantelen bare opptar den ytre 10 % av Jupiters radius. I standardmodeller utgjør mantelen de ytre 20–30 %.^{[L 76]}

Drivkraften bak sirkulasjonen er enten grunne krefter (konvensjon av fuktighet) eller en dyp planet-vid konveksjon som transporterer varme ut av det indre av Jupiter.^{[L 67]} Hvilken mekanisme som er viktigst er ennå ikke klart.

Indre varme

Siden 1966^{[L 77]} har det vært kjent at Jupiter utstråler mer varme enn planeten mottar fra Solen. Varmen som utgår fra planeten er 1,67 ± 0,09 i forhold til den termiske effekten som absorberes fra solen. Netto varmefluks er 5,44 ± 0,43 W/m², som svarer til netto utstrålt effekt på 335 ± 26 petawatt. Dette tilsvarer 1/1 000 000 000 av effekten som utstråles fra solen. Overskuddsvarmen er hovedsakelig primordial varme fra Jupiters urtid, men kan også delvis stamme fra nedbør av helium inn i kjernen.^{[L 78]}

Jupiter har en helling på ~3°, og polene mottar mindre solstråling enn ekvator. Likevel forandres ikke troposfærens temperatur nevneverdig fra ekvator til polene. Jupiters konvektive indre fungerer muligens som en termostat som utstråler mer varme nær polene enn ved ekvator, og gir en uniform temperatur i troposfæren.^{[L 79]}

På jorden transporteres varmen fra ekvator til polene hovedsakelig via atmosfæren. På Jupiter foregår det gjennom dyp konveksjon. Konveksjonen i Jupiters indre drives hovedsakelig av indre varme.^{[L 79]}

Andre fenomener

Virvler

Atmosfæren har hundrevis av virvelbevegelser som kan inndeles i sykloner (lavtrykk) og antisykloner (høytrykk).^{[L 80]} Syklonene roterer i samme retning som planeten (mot klokken på den nordlige halvkule og med klokken i den sørlige); antisykloner roterer i motsatt retning.^{[L 52]} Virvelbevegelsene finnes ikke i ekvatorregionen (innenfor 10° breddegrad), fordi de er for ustabile til å eksistere der.^{[L 81]} Unntaket er den store røde flekk^{[L 82]} og Oval BA,^{[L 83]} der den siste ble dannet i år 2000. De stammer trolig fra rødt materiale som har sine kilder dypt i planetens indre.^{[L 82]} Levetiden for virvelbevegelsene varierer fra flere dager til hundrevis av år, avhengig av størrelsen. Gjennomsnittlig levetid er 1–3 år for en antisyklon som er mellom 1 000 og 6 000 km i diameter.^{[L 84][L 85][L 86]}

I motsetning til jordens atmosfære er det flere antisykloner enn sykloner på Jupiter. Mer enn 90 % av virvelbevegelsene som er større enn 2 000 km i diameter er antisykloner.^{[L 87]} Antisyklonene er begrenset til soner, hvor vindene øker i hastighet i retninger fra ekvator mot polene.^{[L 84]} De er vanligvis svært lyse og opptrer som hvite ovaler.^{[L 80]} De kan bevege seg i lengdegrader, men forblir på omtrent samme breddegrad ettersom de er for ustabile til kunne unnslippe fra grensene til sin sone.^{[L 81]} Vindhastighetene i deres periferi er omkring 100 m/s.^{[L 83]} Antisykloner i samme sone har en tendens til å slå seg sammen når de nærmer seg hverandre.^{[L 88]} De blir vanligvis dannet ved forening av mindre strukturer, deriblant konvektive stormer.^{[L 84]}

Ustabilitet i jetstrømmene kan føre til dannelse av store ovaler. I årene 1938–1940 kom tre hvite ovaler til syne som et resultat av ustabilitet i den sørlige tempererte sone (STZ). Disse slo seg senere sammen til Oval BA.^{[L 84]}

Syklonene er vanligvis små, mørke og irregulære strukturer. Noen av de mørkere og mer regulære syklonene er kjent som brune ovaler eller emblemer.^{[L 87]} Det har likevel eksistert noen få langtlevende sykloner.

Jupiter har også flere store irregulære filamentære «emblemer», som oppviser syklonisk rotasjon.^{[L 80]} Disse sykloniske regionene befinner seg i beltene og slår seg ofte sammen når de møter hverandre, mye likt antisykloner.^{[L 84]} En av dem er vest for den store røde flekken (i dens kjølvann) i det sørlige ekvatoriale belte (STB).^{[L 89]}

Den dype strukturen til virvelbevegelsene er ikke fullstendig forstått. Virvlene er antatt å være relativt tynne, fordi enhver tykkelse som er større enn 500 km vil føre til ustabilitet. De store antisyklonene utbrer seg bare noen få titalls km over de synlige skyene. De fleste planetforskere forkaster i dag en tidligere hypotese om at virvlene er dype «konveksjonsfjær» eller «konveksjonssøyler»;^{[L 81]} det er imidlertid enighet om at stormene er slike «konveksjonssøyler».

Den store røde flekken og Oval BA

Den store røde flekken er en vedvarende antisyklonsk storm, som befinner seg 22° sør for Jupiters ekvator; observasjoner fra jorden tyder på at minimum levetid er 357 år (siden juli 1665).^{[W 8][W 9]}

Flekken roterer med klokken, i en periode på seks jorddager^{[L 90]} eller 24 jovianske dager. I 2003 var flekken stor nok til å inneholde to eller tre planeter på størrelse med jorden. I begynnelsen av 2004 hadde flekken bare omkring halve lengden som den hadde for et århundre siden. Med sin nåværende reduserte hastighet, kan flekken bli sirkulær i 2040.^{[L 91]} Ifølge en studie utført av forskere ved University of California, Berkeley, mistet flekken 15 % av sin diameter sammen med dens store akse mellom 1996 and 2006.^{[W 10][L 92]}

Oval BA er en rød storm på Jupiters sørlige halvkule, som er mindre enn den store røde flekk. Den oppstod i år 2000 etter en sammensmelting av tre mindre hvite stormer, og har vokst i styrke siden den gangen.^{[L 93][L 94]}

Stormer og lyn

Stormene opptrer via lyse og klumpete skyer på omkring 1 000 km i størrelse. Skyene oppstår fra tid til annen i beltenes sykloniske regioner, spesielt innenfor sterke vestlige (retrograde) jetstrømmer.^{[L 95]} De sterkeste stormene varer i flere måneder, mens gjennomsnittlig levetid er 3–4 dager.^{[L 95]} Stormene oppstår gjennom en konvensjon av fuktighet, hovedsakelig i troposfæren. De er høye konvektive søyler («fjær»), som bringer den våte luften fra de dypere lagene til den øvre delene av troposfæren, hvor det kondenserer som skyer. De har vanligvis en vertikal lengde på omkring 100 km; de begynner i et trykk på 5–7 bar, hvor grunnlaget for et hypotetisk vannskylag befinner seg, og strekker seg oppover hvor trykket er 0,2–0,5 bar.^{[L 96]}

Stormene er alltid forbundet med lyn. Bilder av nattsiden av Jupiter som ble tatt av romsondene Galileo og Cassini avslørte regelmessige lysglimt i belter og nær de vestlige jetstrømmene, spesielt i breddegradene 51°N, 56°S og 14°S.^{[L 97]} Lynnedslagene er i gjennomsnitt noen få ganger sterkere enn på jorden, de er likevel mindre hyppige. Lyseffekten som utstråler fra et gitt område tilsvarer dem på jorden.^{[L 97]}

Hvert 15–17 år har Jupiter spesielt kraftige stormer. De opptrer spesielt ved breddegraden 23° N, hvor de sterkeste østlige jetstrømmene er, og kan nå hastigheter på 150 m/s. I mars–juni 2007^{[L 96]} oppstod to kraftige stormer i 55° N i det nordlige tempererte belte (NTB), og forstyrret beltet betydelig. Det mørke materiale som oppstod som en skur fra stormene blandet seg med skyene og endret beltets farge. Stormene beveget seg i hastigheter opptil 170 m/s, litt raskere enn selve jetstrømmen, noe som tyder på sterke vinder dypt i atmosfæren.^{[L 96]} Den 25. august 2020 registrerte Hubble-teleskopet en storm som farte rundt planeten i 560 km/t.^{[W 12]}

Forskere fra California Institute of Technology rapporterte at stormene oppstår ved ekvator og beveger seg mot polene (som på jorden). Jupiters stormer utsettes likevel ikke for friksjon fra land eller hav; de driver til polene og blir polygone stormer.^{[L 98]}

Sirkumpolare sykloner

Sykloner nær den nordlige og sørlige polen blir kalt sirkumpolare sykloner. Polare sykloner er også observert ved nordpolen til Saturn (Saturns heksagon).^{[L 99][L 100]} Jupiters sirkumpolare sykloner har blitt observert av kameraet JunoCam og JIRAM ombord i romsonden Juno. Den 9. april 2024 hadde syklonene blitt observert i omkring 8 år, da Juno fullførte det 60. omløp rundt Jupiter.^{[L 101]}

Nordpolen har åtte sykloner som roterer rundt en sentral syklon. Sørpolen har fem sykloner, og et gap mellom den første og den andre.^{[L 102]} Nordlige sykloner har en mer stabil form og posisjon enn de sørlige. Dette kan skyldes høyere vindhastigheter i sør, hvor maksimum vindhastigheter er omkring 80 m/s til 90 m/s.^{[L 103]} Den vinkelformede vindhastigheten øker og radiusen blir mindre når syklonene nærmer seg sentrum. Unntaket er én syklon i nord, som roterer i motsatt retning. Forskjellen på antall sykloner i nord og sør kan forklares av de ulike størrelsene:^{[L 104]} De sørlige sykloner har radier fra 5 600 km til 7 000 km, mens nordlige sykloner har radier fra 4 000 km til 4 600 km.^{[L 105]}

Stabiliteten i de symmetriske strukturene skyldes beta-drift. Sykloner beveger seg mot polene og antisykloner beveger seg langs ekvator på grunn av bevarelsen av drivmoment langs strømlinjer i en virvel, under forandringen av coriolisfrekvensen.^{[L 106]} De sirkumpolare syklonene utstråler et virvelfelt som frastøter andre sykloner (Fujiwharaeffekten) på måter som ligner betaeffekten. Deres breddegrader (~84°) stemmer matematisk med hypotesen om at en betadrift mot polene frastøter sykloner mot ekvator.^{[L 104][L 98]} Dette stemmer også med observasjoner.^{[L 104]}

Forstyrrelser

Bånd og soner blir tidvis forstyrret, deriblant av langtlevende formørkelser i den sørlige tropiske region. Slike langvarige forstyrrelser ble sett fra 1901 til 1939. De ble først sett av amatørastronomen Percy B. Molesworth (1867–1908) fra Sri Lanka den 28. februar 1901.^{[L 107]} De tok form av en formørkelse av den ellers lyse sørlige tropiske sone. Flere lignende forstyrrelser i denne sonen har blitt observert siden den gangen.^{[L 107]}

Varme flekker

Varme flekker er relativt skyfrie og varmen kommer fra dybdene av atmosfæren uten mye absorbering. Flekkene ser ut som lyse flekker i infrarøde bilder tatt i bølgelengder på omkring 5 μm.^{[L 52]} De finnes hovedsakelig i beltene, mens et tog av karakteristiske varme flekker finnes i den nordlige kanten av ekvatorsonen. Atmosfæresonden til Galileo steg ned i en av disse flekkene ved ekvator. Hver ekvatorflekk har en lys, skyet vertikal søyle vest for seg som er 10 000 km i størrelse.^{[L 29]} Varme flekker har vanligvis runde former, selv om de ikke ligner på virvler.^{[L 52]}

Opprinnelsen til de varme flekkene er ikke kjent. De er enten nedstrømmende, hvor den synkende gassen blir adiabatisk varmet opp, eller så er de manifestasjoner av planetariske skalabølger. Den sistnevnte hypotesen forklarer de periodiske mønstre av varme flekker ved ekvator.^{[L 29][L 52]}

Observasjonshistorie

Endringer i Jupiters atmosfære har blitt registrert siden 1600-tallet, på en tid da astronomene benyttet små teleskoper.^{[L 20]} Deres beskrivende benevnelser – belter og soner, brune og røde flekker, fjær, pinner, girlander og strømmere – blir fortsatt brukt.^{[L 29]} Benevnelsene virvler, vertikal bevegelse og skyhøyder ble tatt i bruk på 1900-tallet.^{[L 20]}

De første observasjoner av den jovianske atmosfære med høyere oppløsning enn bakkebasete teleskoper ble gjort av romsondene Pioneer 10 og 11 i 1973. De første detaljerte bilder av atmosfæren kom fra Voyagerprogrammet. De to romsondene viste detaljer på 5 km i størrelse i ulike spektra, og skapte «tilnærmingsvideoer» av atmosfæren i bevegelse. Atmosfæresonden til Galileo hadde et antenneproblem. Den så derfor mindre av atmosfæren, men i en bedre oppløsning og en større spektral båndbredde.^{[L 20]}

Siden 1990 har astronomer hatt kontinuerlig informasjon om Jupiters atmosfæriske aktivitet takket være rombaserte teleskoper som Hubble-teleskopet og James Webb Space Telescope. De viser at atmosfæren tidvis rammes av massive forstyrrelser, men i det store og hele er den bemerkelsesverdig stabil. Den vertikale bevegelse i Jupiters atmosfære ble for en stor del bestemt av identifikasjonen av sporingsgasser med bakkebaserte teleskoper.^{[L 20]}

Spektroskopiske studier etter kollisjonen med kometen Shoemaker–Levy 9 i 1994 ga et glimt av sammensetningen under skytoppene. Diatomisk svovel (S₂) og karbondisulfid (CS₂) ble registrert. Dette var den første oppdagelsen av begge stoffene på Jupiter, og den andre oppdagelsen av S₂ i noe astronomisk objekt. Det ble også påvist ammoniakk (NH₃) og hydrogensulfid (H₂S). Oksygenbærende molekyler som svoveldioksid ble ikke oppdaget. Flere andre nedslag på Jupiter har siden 1971 økt vår forståelse av Jupiters atmosfære.^{[L 108][L 109]}

Atmosfæresonden til Galileo målte vindene, temperaturen, den kjemiske sammensetningen, skyene og strålingsnivået ned til 22 bar. Under 1 bar er det likevel knyttet en del usikkerhet om kvantiteter av oksygen og vanninnhold.^{[L 20]}

Se også

• Gasskjempe
• Uranus’ atmosfære
• Super-Jupiter
• Eksentrisk Jupiter
• Hot Jupiter

Noter

1. ^{^} Skalahøyden sh er definert som sh = RT/(Mg_j), hvor R = 8,31 J/mol/K er gasskonstanten, M ≈ 0,0023 kg/mol er den gjennomsnittlige molmasen i den jovianske atmosfæren,^{[L 10]} T er temperaturen og g_j ≈ 25 m/s² er gravitasjonen ved overflaten på Jupiter. Siden temperaturen varierer fra 110 K i tropopausen og opp til 1000 K i termosfæren,^{[L 10]} kan skalahøyden oppnå verdier fra 15–150 km.

Referanser

Nettsteder

Litteratur

• (1. januar 1999). Beatty, Kelly J.; Peterson, Carolyn Collins; Chaiki, Andrew, red. The New Solar System (engelsk) (4 utg.). Massachusetts: Sky Publishing Corporation. ISBN 0-933346-86-7. OCLC 39464951. CS1-vedlikehold: Flere navn: redaktørliste (link)
• Adem, Julián (August 1956). «A Series Solution for the Barotropic Vorticity Equation and its Application in the Study of Atmospheric Vortices». Tellus. 8 (3): 364–372. ISSN 0040-2826. doi:10.1111/j.2153-3490.1956.tb01234.x. 
• Adriani, A.; Mura, A.; Orton, G.; Hansen, C.; Altieri, F.; Moriconi, M. L.; Rogers, J.; Eichstädt, G.; Momary, Thomas; Ingersoll, Andrew P.; Filacchione, ‪Gianrico (mars 2018). «Clusters of cyclones encircling Jupiter's poles». Nature. 555 (7695): 216–219. Bibcode:2018Natur.555..216A. ISSN 0028-0836. PMID 29516997. doi:10.1038/nature25491. s2cid=4438233. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Atreya, Sushil K.; Wong, M.H.; Owen, Tobias Chant; m.fl. (1999). «A comparison of the atmospheres of Jupiter and Saturn: deep atmospheric composition, cloud structure, vertical mixing, and origin». Planetary and Space Science] (engelsk) (10–11 utg.). 47: 1243–1262. Bibcode:1999P&SS...47.1243A. doi:10.1016/S0032-0633(99)00047-1. CS1-vedlikehold: Eksplisitt bruk av m.fl. (link)CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Atreya, Sushil K.; Mahaffy, Paul R.; Niemann, Hasso B.; m.fl. (2003). «Composition and origin of the atmosphere of Jupiter—an update, and implications for the extrasolar giant planets». Planetary and Space Science (engelsk) (2 utg.). 51: 105–112. Bibcode:2003P&SS...51..105A. doi:10.1016/S0032-0633(02)00144-7. CS1-vedlikehold: Eksplisitt bruk av m.fl. (link)CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San; Baines, K.H.; m.fl. (2005). «Jupiter's ammonia clouds—localized or ubiquitous?» (PDF). Planetary and Space Science (engelsk) (5 utg.). 53: 498–507. Bibcode:2005P&SS...53..498A. doi:10.1016/j.pss.2004.04.002. CS1-vedlikehold: Eksplisitt bruk av m.fl. (link)CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San; Baines, K. H.; Wong, M. H.; Owen, Tobias Chant; utgivelsesår = 2005. «Jupiter's ammonia clouds—localized or ubiquitous?» (PDF). Planetary and Space Science. 53 (5): 498–507. Bibcode:2005P&SS...53..498A. ISSN 0032-0633. doi:10.1016/j.pss.2004.04.002. citeseerx = 10.1.1.553.8220. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Beebe, Reta (1997). Jupiter the Giant Planet (2 utg.). Smithsonian Books, Washington, 17. januar 1997. ISBN 978-1-56098-685-0. OCLC 224014042. 
• Bhardwaj, A.; Gladstone, G.R. (2000). «Auroral emissions of the giant planets» (PDF). Reviews of Geophysics (engelsk) (3 utg.). 38: 295–353. Bibcode:2000RvGeo..38..295B. doi:10.1029/1998RG000046. Arkivert fra originalen (PDF) 28. juni 2011. Besøkt 11. januar 2012. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Brown, Robert A. (1974). «Optical Line Emission from Io». Exploration of the Planetary System, International Astronomical Union/Union Astronomique Internationale (IAUS). 65. 
• Busse, F.H. (1976). «A simple model of convection in the Jovian atmosphere». Icarus. 29 (2): 255–260. Bibcode:1976Icar...29..255B. doi:10.1016/0019-1035(76)90053-1. 
• Cheng Li, Andrew P. Ingersoll; Alexandra P. Klipfel; Harriet Brettle; (2020). «Modeling the stability of polygonal patterns of vortices at the poles of Jupiter as revealed by the Juno spacecraft». PNAS. 117 (39): 24082–24087. Bibcode:2020PNAS..11724082L. PMC 7533696 . PMID 32900956. doi:10.1073/pnas.2008440117. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Pearl, J. C.; Conrath, B. J; Hanel, R. A.; Pirraglia, J. A.; Coustenis; (mars 1990). «The albedo, effective temperature, and energy balance of Uranus, as determined from Voyager IRIS data». Icarus. 84 (1): 12–28. Bibcode:1990Icar...84...12P. ISSN 0019-1035. doi:10.1016/0019-1035(90)90155-3. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Duer, Keren; Gavriel, Nimrod; Galanti, Eli; Kaspi, Yohai; Fletcher, Leigh N.; Guillot, Tristan; Bolton, Scott J.; Levin, Steven M.; Atreya, Sushil K.; Grassi, Davide; Ingersoll, Andrew P. (2021-12-16). «Evidence for Multiple Ferrel-Like Cells on Jupiter». Geophysical Research Letters. 48 (23). Bibcode:2021GeoRL..4895651D. ISSN 0094-8276. arXiv:2110.07255 . doi:10.1029/2021GL095651. hdl=2027.42/170953 s2cid=238856819. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Encrenaz, T. (2003). «ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?». Planetary and Space Science (engelsk) (2 utg.). 51: 89–52. Bibcode:2003P&SS...51...89E. doi:10.1016/S0032-0633(02)00145-9. 
• Fletcher, Leigh N.; Kaspi, Yohai; Guillot, Tristan; Showman, Adam P. (2020-03-12). «How Well Do We Understand the Belt/Zone Circulation of Giant Planet Atmospheres?». Space Science Reviews. 216 (2): 30. Bibcode:2020SSRv..216...30F. ISSN 1572-9672. PMC 7067733 . PMID 32214508. arXiv:1907.01822 . doi:10.1007/s11214-019-0631-9. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Gavriel, Nimrod; Kaspi, Yohai; (2022-08-16). «The Oscillatory Motion of Jupiter's Polar Cyclones Results From Vorticity Dynamics». Geophysical Research Letters. 49 (15). Bibcode:2022GeoRL..4998708G. ISSN 0094-8276. arXiv:2209.00309 . doi:10.1029/2022GL098708. s2cid=249810436. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Graney, C. M. (2010). «Changes in the Cloud Belts of Jupiter, 1630–1664, as reported in the 1665 Astronomia Reformata of Giovanni Battista Riccioli». Baltic Astronomy. 19 (3–4): 266. Bibcode:2010BaltA..19..265G. arXiv:1008.0566 . doi:10.1515/astro-2017-0425. s2cid=117677021. 
• Grassi, D.; Adriani, A.; Moriconi, M. L.; Mura, A.; Tabataba-Vakili, F.; Ingersoll, Andrew; Orton, G.; Hansen, C.; Altieri, F.; Filacchione, ‪Gianrico; Sindoni, G. (Juni 2018). «First Estimate of Wind Fields in the Jupiter Polar Regions From JIRAM-Juno Images». Journal of Geophysical Research: Planets. 123 (6): 1511–1524. Bibcode:2018JGRE..123.1511G. ISSN 2169-9097. doi:10.1029/2018JE005555. s2cid=133852380 , hdl=2027.42/145242. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Guillot, Tristan (1999). «A comparison of the interiors of Jupiter and Saturn». Planetary and Space Science (engelsk) (10–11 utg.). 47: 1183–1200. Bibcode:1999P&SS...47.1183G. arXiv:astro-ph/9907402 . doi:10.1016/S0032-0633(99)00043-4. 
• Guillot, Tristan; Y. Miguel, B. Militzer, W. B. Hubbard, Y. Kaspi, E. Galanti, H. Cao, R. Helled, S. M. Wahl, L. Iess, W. M. Folkner, D. J. Stevenson, J. I. Lunine, D. R. Reese, A. Biekman, M. Parisi, D. Durante, J. E. P. Connerney, S. M. Levin & S. J. Bolton (20. mars 2018). «A suppression of differential rotation in Jupiter’s deep interior». Nature (engelsk) (555 utg.): 1227–230. doi:10.1038/nature25775. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Guillot, Tristan (2019). «Signs that Jupiter was mixed by a giant impact». Nature. 572 (7769): 315–317. Bibcode:2019Natur.572..315G. PMID 31413374. doi:10.1038/d41586-019-02401-1. 
• Guillot, Tristan; Stevenson, D. J.; Hubbard, William B.; Saumon, D. (2004). Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B, red. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere (engelsk). Cambridge University Press. ISBN 0-521-81808-7. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Heimpel, M. ;Aurnou, J.; Wicht, J. (2005). «Simulation of equatorial and high-latitude jets on Jupiter in a deep convection model» (pdf). Nature (engelsk) (7065 utg.). 438: 193–196. Bibcode:2005Natur.438..193H. PMID 16281029. doi:10.1038/nature04208. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Holton, James R., red. (2004). An introduction to dynamic meteorology (4th utg.). Elsevier Academic Press, Burlington, MA. ISBN 978-0-08-047021-4. OCLC 162572802. 
• Ingersoll, Andrew P.; Gierasch, P. J.; Banfield, D.; Vasavada, Ashwin R.; Galileo Imaging Team (2000). «Moist convection as an energy source for the large-scale motions in Jupiter's atmosphere». Nature. 403 (6770): 630–632. Bibcode:2000Natur.403..630I. ISSN 0028-0836. PMID 10688192. doi:10.1038/35001021. s2cid=4381087. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Ingersoll, Andrew P.; Dowling, T.E.; Gierasch, P.J.; m.fl. (2004). Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B., red. Dynamics of Jupiter's Atmosphere (PDF). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere (engelsk). Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-81808-7. CS1-vedlikehold: Eksplisitt bruk av m.fl. (link)CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Ingersoll, Andrew P.; Cuzzi, J.N. (1969). «Dynamics of Jupiter's cloud bands». Journal of the Atmospheric Sciences (engelsk) (5 utg.). 26: 981–985. Bibcode:1969JAtS...26..981I. doi:10.1175/1520-0469(1969)026<0981:DOJCB>2.0.CO;2. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Irwin, P. (2003). Giant Planets of Our Solar System. Atmospheres, Composition, and Structure. Springer and Praxis. ISBN 978-3-540-00681-7. 
• Janssen, M. A.; Oswald, J. E.; Brown, S. T.; Gulkis, S.; Levin, S. M.; Bolton, S. J.; Allison, M. D.; Atreya, S. K.; Gautier, D.; Ingersoll, Andrew P.; Lunine, J. I. (2017). «MWR: Microwave Radiometer for the Juno Mission to Jupiter». Space Science Reviews. 213 (1–4): 139–185. Bibcode:2017SSRv..213..139J. ISSN 0038-6308. doi:10.1007/s11214-017-0349-5. s2cid=125905820. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Kunde, V.G.; Flasar, F.M.; Jennings, D.E.; m.fl. (2004). «Jupiter's Atmospheric Composition from the Cassini Thermal Infrared Spectroscopy Experiment». Science (engelsk) (5690 utg.). 305: 1582–1586. Bibcode:2004Sci...305.1582K. PMID 15319491. doi:10.1126/science.1100240. CS1-vedlikehold: Eksplisitt bruk av m.fl. (link)CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Liu, Junjun; Schneider, Tapio; (2010-11-01). «Mechanisms of Jet Formation on the Giant Planets». Journal of the Atmospheric Sciences. 67 (11): 3652–3672. Bibcode:2010JAtS...67.3652L. ISSN 1520-0469. arXiv:0910.3682 . doi:10.1175/2010JAS3492.1. s2cid=9416783. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Liu, S. F.; Hori, Y.; Müller, S.; Zheng, X.; Helled, R.; Lin, D.; Isella, A. (2019). «The formation of Jupiter's diluted core by a giant impact». Nature. 572 (7769): 355–357. Bibcode:2019Natur.572..355L. PMID 31413376. arXiv:2007.08338 . doi:10.1038/s41586-019-1470-2. s2cid=199576704. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Low, F.J. (1966). «Observations of Venus, Jupiter, and Saturn at λ20 μ». Astronomical Journal. 71: 391. Bibcode:1966AJ.....71R.391L. doi:10.1086/110110. 
• McKim, R.J. (1997). «P. B. Molesworth's discovery of the great South Tropical Disturbance on Jupiter, 1901». Journal of the British Astronomical Association. 107 (5): 239–245. Bibcode:1997JBAA..107..239M. 
• Miller, Stanley L.; Aylword, A.; Milliword, G. (2005). «Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: the Importance of Ion-Neutral Coupling». Space Science Reviews (engelsk) (1–2 utg.). 116: 319–343. Bibcode:2005SSRv..116..319M. doi:10.1007/s11214-005-1960-4. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Mura, A.; Scarica, P.; Grassi, D.; Adriani, A.; Bracco, A.; Piccioni, G.; Sindoni, G.; Moriconi, M. L.; Plainaki, C.; Ingersoll, Andrew; Altieri, F.; Cicchetti, A.; Dinelli, B. M.; Filacchione, ‪Gianrico; Migliorini, A. (2022). «Five Years of Observations of the Circumpolar Cyclones of Jupiter». Journal of Geophysical Research: Planets. 127 (9). Bibcode:2022JGRE..12707241M. ISSN 2169-9097. doi:10.1029/2022JE007241. s2cid=252099924. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• O'Neill, Morgan E; Emanuel, Kerry A.; Flierl, Glenn R. (2015-06-15). «Polar vortex formation in giant-planet atmospheres due to moist convection». Nature Geoscience. 8 (7): 523–526. Bibcode:2015NatGe...8..523O. ISSN 1752-0894. doi:10.1038/ngeo2459. hdl=1721.1/100773. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Noll, McGrath, M.A.; Weaver, H.A.; Yelle, R.V.; m.fl. (1995). «HST Spectroscopic Observations of Jupiter Following the Impact of Comet Shoemaker-Levy 9». Science. 267 (5202): 1307–1313. Bibcode:1995Sci...267.1307N. PMID 7871428. doi:10.1126/science.7871428. s2cid=37686143. CS1-vedlikehold: Eksplisitt bruk av m.fl. (link)CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Peek, Bertrand M. (1981). The Planet Jupiter: The Observer's Handbook (engelsk) (revidert utg.). London: Faber and Faber Limited. ISBN 0-571-18026-4. OCLC 8318939. 
• Ridpath, Ian (1998). Norton's Star Atlas (engelsk) (19 utg.). Prentice Hall. ISBN 0-582-35655-5. 
• Rogers, John Hubert (1995). The Giant Planet Jupiter (engelsk). Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-41008-8. OCLC 219591510. 
• Rogers, John Hubert; Metig, H.J. (2001). «Jupiter in 1998/99» (PDF). Journal of the British Astronomical Association. 111 (6): 321–332. Bibcode:2001JBAA..111..321R. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Rogers, John Hubert (2003). «Jupiter in 1999/2000. II: Infrared wavelengths» (PDF). Journal of the British Astronomical Association. 113 (3): 136–140. Bibcode:2003JBAA..113..136R. 
• Rogers, John Hubert (2008). «The accelerating circulation of Jupiter's Great Red Spot» (PDF). Journal of the British Astronomical Association. 118 (1): 14–20. Bibcode:2008JBAA..118...14R. 
• Sanchez-Lavega, A.; Orton, G.S.; Morales R. (2001). «The Merger of Two Giant Anticyclones in the Atmosphere of Jupiter». Icarus. 149 (2): 491–495. Bibcode:2001Icar..149..491S. doi:10.1006/icar.2000.6548. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Scott, R.K. (2010-09-15). «Polar accumulation of cyclonic vorticity». Geophysical & Astrophysical Fluid Dynamics. 105 (4–5): 409–420. ISSN 0309-1929. doi:10.1080/03091929.2010.509927. s2cid=2050846. 
• Showman, Adam P.; Imkem de Pater (2005). «Dynamical implications of Jupiter's tropospheric ammonia abundance». Icarus. 174 (1): 192–204. Bibcode:2005Icar..174..192S. doi:10.1016/j.icarus.2004.10.004. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Smith, Bradford A.; Soderblom, L.A.; Johnson, T.V. (1979). «The Jupiter system through the eyes of Voyager 1». Science. 204 (4396): 951–957, 960–972. Bibcode:1979Sci...204..951S. doi=10.1126/science.204.4396.951, pmid=17800430, s2cid=33147728. CS1-vedlikehold: Manglende vertikalstrek (link)
• Seiff, A.; Kirk, D.B.; Knight, T.C.D.; m.fl. (1998). «Thermal structure of Jupiter's atmosphere near the edge of a 5-μm hot spot in the north equatorial belt». Journal of Geophysical Research (engelsk) (E10 utg.). 103: 22857–22889. Bibcode:1998JGR...10322857S. doi:10.1029/98JE01766. CS1-vedlikehold: Eksplisitt bruk av m.fl. (link)CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Smoluchowski, R. (1971). «Metallic interiors and magnetic fields of Jupiter and Saturn». The Astrophysical Journal. 166: 435. Bibcode:1971ApJ...166..435S. doi:10.1086/150971. 
• Tabataba-Vakili, F.; Rogers, J.H.; Eichstädt, G.; Orton, G.S.; Hansen, C.J.; Momary, Thomas W.; Sinclair, J.A.; Giles, R.S.; Caplinger, M.A.; Ravine, M.A.; Bolton, S.J. (Januar 2020). «Long-term tracking of circumpolar cyclones on Jupiter from polar observations with JunoCam». Icarus. 335: 113405. Bibcode:2020Icar..33513405T. ISSN 0019-1035. doi:10.1016/j.icarus.2019.113405. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Yelle, R.V.; Miller, S. (2004). Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B., red. Jupiter's Thermosphere and Ionosphere (PDF). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere (engelsk). Cambridge: Cambridge University Press. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Vasavada, Ashwin R.; Showman, A. (2005). «Jovian atmospheric dynamics: An update after Galileo and Cassini». Reports on Progress in Physics (engelsk) (8 utg.). 68: 1935–1996. Bibcode:2005RPPh...68.1935V. doi:10.1088/0034-4885/68/8/R06. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Wahl, Sean M.; Hubbard, William B.; Militzer, B.; Guillot, Tristan; Miguel, Y.; Movshovitz, N.; Kaspi, Y.; Helled, R.; Reese, D.; Galanti, E.; Levin, S.; Connerney, J. E.; Bolton, S. J. (2017). «Comparing Jupiter interior structure models to Juno gravity measurements and the role of a dilute core». Geophysical Research Letters. 44 (10): 4649–4659. arXiv:1707.01997 . doi:10.1002/2017GL073160. bibcode=2017GeoRL..44.4649W. CS1-vedlikehold: Manglende vertikalstrek (link)CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• West; R.A.; Baines, K.H.; Friedson, A.J.; m.fl. (2004). «Jovian Clouds and Haze». I Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere (PDF) (engelsk). Cambridge: Cambridge University Press. Arkivert fra originalen (pdf) 23. august 2014. Besøkt 10. januar 2012. CS1-vedlikehold: Eksplisitt bruk av m.fl. (link)CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
• Williams, Gareth P. (1975). «Jupiter's atmospheric circulation» (pdf). Nature (engelsk). 257 (5529): 778. Bibcode:1975Natur.257..778W. doi:10.1038/257778a0. 
• Williams, Gareth P. (1978). «Planetary Circulations: 1. Barotropic representation of Jovian and terrestrial turbulence» (pdf). Journal of the Atmospheric Sciences (engelsk) (8 utg.). 35: 1399–1426. Bibcode:1978JAtS...35.1399W. doi:10.1175/1520-0469(1978)035<1399:PCBROJ>2.0.CO;2. 
• Williams, Gareth P. (1985). «Jovian and comparative atmospheric modeling» (pdf). Advances in Geophysics (engelsk). 28A: 381–429. Bibcode:1985AdGeo..28..381W. 
• Williams, Gareth P. (1997). «Planetary vortices and Jupiter's vertical structure» (pdf). Journal of Geophysical Research (engelsk) (E4 utg.). 102: 9303–9308. Bibcode:1997JGR...102.9303W. doi:10.1029/97JE00520. 
• Williams, Gareth P. (1996). «Jovian Dynamics. Part I: Vortex stability, structure, and genesis» (pdf). Journal of the Atmospheric Sciences, (engelsk) (18 utg.). 53: 2685–2734. Bibcode:1996JAtS...53.2685W. doi:10.1175/1520-0469(1996)053<2685:JDPVSS>2.0.CO;2. 
• Williams, Gareth P. (2002). «Jovian Dynamics.Part II: The genesis and equilibration of vortex sets» (pdf). Journal of the Atmospheric Sciences, (engelsk) (8 utg.). 59: 1356–1370. Bibcode:2002JAtS...59.1356W. doi:10.1175/1520-0469(2002)059<1356:JDPITG>2.0.CO;2. 
• Williams, Gareth P. (2003). «Barotropic instability and equatorial superrotation» (pdf). Journal of the Atmospheric Sciences (engelsk) (17 utg.). 60: 2136–2152. Bibcode:2003JAtS...60.2136W. doi:10.1175/1520-0469(2003)060<2136:BIAES>2.0.CO;2. 
• Williams, Gareth P. (2003). «Super Circulations» (pdf). Bulletin of the American Meteorological Society (engelsk) (9 utg.). 84: 1190. 
• Williams, Gareth P. (2003). «Jovian Dynamics, Part III: Multiple, migrating, and equatorial jets» (pdf). Journal of the Atmospheric Sciences, (engelsk) (10 utg.). 60: 1270–1296. Bibcode:2003JAtS...60.1270W. doi:10.1175/1520-0469(2003)60<1270:JDPIMM>2.0.CO;2. 
• Williams, Gareth P. (2003). «Jet sets» (pdf). Journal of the Meteorological Society of Japan (engelsk) (3 utg.). 81: 439–476. doi:10.2151/jmsj.81.439. 
• Williams, Gareth P. (2006). «Equatorial Superrotation and Barotropic Instability: Static Stability Variants» (pdf). Journal of the Atmospheric Sciences (engelsk) (5 utg.). 63: 1548–1557. Bibcode:2006JAtS...63.1548W. doi:10.1175/JAS3711.1. 
• Yang, Sarah (21. april 2004). «Researcher predicts global climate change on Jupiter as giant planet's spots disappear» (engelsk). UC Berkeley News. 
• Youssef, Ashraf; Marcus, Philip S. (2003). «The dynamics of jovian white ovals from formation to merger». Icarus (engelsk) (1 utg.). 162: 74–93. Bibcode:2003Icar..162...74Y. doi:10.1016/S0019-1035(02)00060-X. CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)

Eksterne lenker

• (en) Atmosphere of Jupiter – kategori av bilder, video eller lyd på Commons
• What's It Like Inside Jupiter? Below The Clouds Of A Gas Giant (4K UHD), video på Youtube
• NASA's Discoveries Deep Within Jupiter's Clouds and Moons | Juno Year 6 Update, video på Youtube
• Scientists Reveal That Jupiter Is Not What We're Beeing Told, video på Youtube
• Real Images From Jupiter: What NASA Really Saw There, video på Youtube