Атмосфе́ра Юпі́тера — газова оболонка, яка оточує Юпітер. Атмосфера Юпітера є найбільшою планетною атмосферою в Сонячній системі. Вона не має чіткої нижньої межі і плавно переходить в океан із рідкого водню. Виділяють такі шари атмосфери (знизу вгору): тропосфера, стратосфера, термосфера й екзосфера. Кожен шар має свій характерний температурний градієнт. Найнижчий шар, тропосфера, містить складну систему з хмар і туманів, включаючи шари аміаку, і води. Верхні аміачні хмари, які спостерігаються на «поверхні» Юпітера, організовані в численні смуги, паралельні екватору, й обмежені сильними зональними атмосферними потоками (вітрами), відомими як «джети» чи «струмені». Смуги мають різне забарвлення: темніші смуги заведено називати «поясами», а світлі — «зонами». Зони — це області висхідних потоків, мають меншу температуру, ніж пояси — області низхідних потоків. Вважається, що своїм світлим забарвленням зони завдячують аміачному льоду, але точно невідомо, що надає поясам темніший відтінок. Походження структури зі смуг і джетів також достеменно невідоме. Запропоновано дві моделі цієї структури. У поверхневій моделі вважається, що це поверхневі явища над стабільними внутрішніми областями. У глибинній моделі вважається, що смуги й джети — поверхневі прояви глибинної циркуляції, яка протікає в мантії Юпітера, що складається з молекулярного водню й організована у вигляді системи циліндрів.

Атмосфера переважно складається з водню й гелію. Інші компоненти наявні у невеликих кількостях: метан, аміак, сірководень і вода. Вода, ймовірно, перебуває в нижніх шарах атмосфери, її безпосередньо виміряна концентрація дуже мала. Розповсюдженість вуглецю, азоту, сірки та інертних газів перевищує показники Сонця приблизно втричі.

В атмосфері Юпітера відбуваються різноманітні активні явища, як-от нестабільність смуг, вихори (циклони та антициклони), бурі й блискавки. Вихори виглядають як великі червоні, білі та коричневі плями (овали). Дві найбільші плями — Велика червона пляма (ВЧП) і овал BA — мають червонуватий відтінок. Ці дві плями та більшість інших великих плям є антициклонами. Маленькі антициклони зазвичай бувають білими. Вважається, що глибина вихорів не перевищує кількох сотень кілометрів. Розташована у південній півкулі ВЧП — найбільший із відомих у Сонячній системі вихорів. У межах цього вихору могло б розміститися декілька планет розміром як Земля, і він існує вже принаймні 350 років. Овал BA, який розташовується південніше ВЧП і втричі менший за останню, є червоною плямою, сформованою у 2000 році злиттям трьох білих овалів.

На Юпітері постійно вирують сильні бурі з грозами. Буря — результат вологої конвекції в атмосфері, пов'язаної з випаровуванням і конденсацією води. Це ділянки сильного висхідного руху повітря, який призводить до формування яскравих і щільних хмар. Бурі формуються головним чином в областях поясів. Розряди блискавок на Юпітері набагато сильніші, ніж на Землі, однак їх менше, тому середній рівень грозової активності близький до земного.

Вертикальна структура

Атмосфера Юпітера поділяється на 4 рівні (наведені за збільшенням висоти): тропосфера, стратосфера, термосфера й екзосфера. На відміну від атмосфери Землі, атмосфера Юпітера не має мезосфери. На Юпітері немає твердої поверхні і найнижчий рівень атмосфери — тропосфера — плавно переходить у водневий океан мантії. Це результат того, що температура і тиск на цьому рівні набагато вищі критичних точок для водню та гелію, тому там не спостерігається чітких меж між рідиною і газом. Водень стає надкритичною рідиною за тиску приблизно 12 бар.

Оскільки нижня межа атмосфери не відома точно, рівень тиску 10 бар на 90 км нижче тиску 1 бар із температурою близько 340 К вважається основою тропосфери. У науковій літературі рівень тиску 1 бар зазвичай вибирається як нульова точка для висот «поверхні» Юпітера. Як і на Землі у верхнього рівня атмосфери — екзосфери — немає чітко визначеної межі. Густина її поступово зменшується і екзосфера плавно переходить у міжпланетний простір приблизно на висоті 5 000 км від «поверхні».

Вертикальні варіації температур в атмосфері Юпітера подібні до земних. Температура тропосфери зменшується з висотою, доки не досягає мінімуму, який називається тропопаузою. Тропопауза є межею між тропосферою й стратосферою. На Юпітері тропопауза приблизно на 50 км вища від видимих хмар (або рівня 1 бар), де тиск і температура близькі до 0,1 бар і 110 К. У стратосфері температура підвищується приблизно до 200 К при переході в термосферу і за висоти й тиску близько 320 км і 1 мікробар. У термосфері температура продовжує зростати, досягаючи 1000 К приблизно на висоті 1000 км і за тиску 1 нанобар.

Складна структура хмар характерна для тропосфери Юпітера. Верхні хмари, розташовані на рівні тиску 0,6—0,9 бар, складаються з аміачного льоду. Нижче хмар з аміачного льоду, імовірно, розташовуються хмари, які складаються з або (між 1—2 бар) і води (3—7 бар), яка, ймовірно, наявна там. Це точно не хмари з метану, оскільки температура там занадто висока для його конденсації. Водяні хмари формують найщільніший шар хмар і сильно впливають на динаміку атмосфери. Це результат високої конденсаційної теплоти води та її вищого вмісту в атмосфері в порівнянні з аміаком і сірководнем (кисень зустрічається в природі частіше, ніж азот чи сірка). Різні тропосферні (200—500 мілібар) і стратосферні (10—100 мілібар) шари туману розташовані вище основного шару хмар. Останні складаються зі сконденсованих важких поліциклічних ароматичних вуглеводнів чи гідразину, який утворюється в стратосфері (1—100 мікробар) під впливом сонячного ультрафіолетового випромінювання на метан. Кількість метану відносно молекулярного водню в стратосфері 10−4, тоді як відношення інших вуглеводнів, наприклад, етану й ацетилену, до молекулярного водню — близько 10−6.

Термосфера Юпітера розташована на рівні тиску нижче 1 мікробар і для неї характерні такі явища, як світіння атмосфери, полярне сяйво і рентгенівське випромінювання. У межах цього рівня атмосфери збільшення щільності електронів та іонів формують іоносферу. Причини переважання в атмосфері високих температур (800—1000 К) повністю не пояснені; поточні моделі не передбачають температуру вище 400 K. Це може бути наслідком адсорбції високоенергетичної сонячної радіації (ультрафіолетової чи рентгенівської), нагрівання заряджених частинок через прискорення в магнітосфері Юпітера чи розсіюванням спрямованих вгору хвиль гравітації. У низьких широтах і на полюсах термосфера та екзосфера є джерелами рентгенівського випромінювання, що вперше спостерігалося ще Обсерваторією Ейнштейна 1983 року. Енергетичні частинки з магнітосфери Юпітера є причиною яскравих авроральних овалів, які оточують полюси. На відміну від земних аналогів, які з'являються лише під час магнітних штормів, полярні сяйва в атмосфері Юпітера спостерігаються постійно. Термосфера Юпітера — єдине місце за межами Землі, де виявлено триатомний іон (H₃+). Цей іон викликає сильну емісію в середній інфрачервоній частині спектра на довжинах хвиль між 3 і 5 мікрометрами та виступає в ролі головного охолоджувача термосфери.

Хімічний склад Вміст елементів у співвідношенні з воднемна Юпітері і СонціЕлементСонцеЮпітер/Сонце He/H 0,0975 0,807 ± 0,02 Ne/H 1,23 0,10 ± 0,01 Ar/H 3,62 2,5 ± 0,5 Kr/H 1,61 2,7 ± 0,5 Xe/H 1,68 2,6 ± 0,5 C/H 3,62 2,9 ± 0,5 N/H 1,12 3,6 ± 0,5 (8 бар) 3,2 ± 1,4 (9—12 бар) O/H 8,51 0,033 ± 0,015 (12 бар) 0,19—0,58 (19 бар) P/H 3,73 0,82 S/H 1,62 2,5 ± 0,15 Ізотопне відношення на Юпітері і Сонці Відношення Сонце Юпітер / 0,011 0,0108 ± 0,0005 / < 2,8 2,3 ± 0,3 (0,08—2,8 бар) / 5,77 ± 0,08 5,6 ± 0,25 / 13,81 ± 0,08 13 ± 2 / 1,5 ± 0,3 1,66 ± 0,05 D/H 3,0 ± 0,17 2,25 ± 0,35

Сучасні дослідження хімічного складу атмосфери Юпітера розпочалися в середині XIX століття, із початком застосування спектроскопії у ближній інфрачервоній області. У 1863 році Ернест Резерфорд зафіксував два невідомі сигнали, які залишалися нерозшифрованими до 1932 року, коли Руперт Вільдт відніс їх до аміаку і метану. Пізніше, спираючись на роботи Гарольда Джеффріса (1923, 1924 роки) і з огляду на присутність воденьвмісних речовин, Вільдт висунув припущення про подібність атмосфери Юпітера до атмосфери Сонця, яка складається переважно з водню.

Атмосфера Юпітера вивчена значно краще від атмосфер інших газових гігантів, оскільки безпосередньо була зондована космічними апаратами «Вояджер-1» і «Вояджер-2» (запущені у 1977 році) і спускним апаратом КА «Галілео», запущеним в атмосферу Юпітера 7 грудня 1995 року . Іншими джерелами інформації про склад атмосфери Юпітера є спостереження (ISO), міжпланетних зондів «Галілео» і «Кассіні», а також дані наземних спостережень.

Склад атмосфери Юпітера подібний до складу всієї планети в цілому. Два основних компоненти атмосфери Юпітера — молекулярний водень і гелій. Відносна кількість гелію до молекулярного водню — за кількістю молекул. Його масова частка, , ненабагато нижча первинного значення по Сонячній системі. Причина цього не до кінця зрозуміла, але, оскільки гелій важчий за водень, він може конденсуватися всередині ядра Юпітера.

З огляду на значну кількість водню наявні хімічні елементи, утворюючи певні сполуки, перебувають у відновленій формі. Так, в атмосфері присутні вода (H2O), метан (CH4), сірководень (H2S), аміак (NH3) і фосфін (PH3), а в незначних кількостях і їхні ізотопні аналоги CH3D, 13CH4, 15NH3. Така відносна кількість даних речовин у глибокій тропосфері (нижче тиску 10 бар) означає, що атмосфера Юпітера в 3—4 рази багатша вуглецем, азотом, сіркою і, можливо, киснем ніж Сонце. З-поміж інших гідридів були зафіксовані арсин (AsH3), і герман (GeH4), але тільки у вигляді слідів (менше мільярдної частки). Очікуваним компонентом атмосфери у спостереженнях також є силан (SiH4), однак його виявлення малоймовірне через швидкий процес перетворення на силікатні хмари. Кількість благородних газів, як-от аргон, криптон і ксенон, перевищує їх кількість на Сонці (див. таблицю), тоді як неону вочевидь менше.

Верхня атмосфера Юпітера містить відносно малі кількості простих вуглеводнів: етану, ацетилену та їхніх аналогів C2H6, 13C12CH2, які утворюються з метану під дією сонячної ультрафіолетової радіації й заряджених частинок, що потрапляють із магнітосфери Юпітера. За допомогою спектрометра, встановленого на зонді «Вояджер», також були отримані дані щодо присутності пропану й незначних кількостей пропіну та бензену (у вищих широтах). На базі Інфрачервоної космічної обсерваторії у 2000—2001 роках було відкрито , етилен, а також присутність бензену в неполярних областях. У 2004 році космічним апаратом Кассіні була зафіксована присутність метил-радикалу, виявленого раніше на Сатурні та Нептуні.

Діоксид вуглецю, монооксид вуглецю й вода у верхній частині атмосфери наявні, ймовірно, завдяки зіткненням з атмосферою Юпітера комет, як-от комета Шумейкерів — Леві 9. Вода не може прибувати з тропосфери, тому що тропопауза діє як холодна пастка й ефективно перешкоджає підняттю води до рівня стратосфери (див. розділ «Вертикальна структура» вище).

Наземні спостереження, а також спостереження з бортів космічних апаратів поліпшили знання про ізотопне співвідношення в атмосфері Юпітера. За даними на липень 2003 року прийняте значення для відносної кількості дейтерію — , що ймовірно є первинним значенням для протосонячної туманності, з якої й сформувалася Сонячна система. Співвідношення ізотопів азоту і в атмосфері Юпітера становить 2,3 , що на третину нижче, ніж у земній атмосфері (3,5). Останнє відкриття є особливо суттєвим, оскільки у попередніх теоріях формування Сонячної системи вважалося, що земні значення для ізотопів азоту були первинними.

Фотохімічні процеси

Водень Визначальним реактантом у фотохімічних перетвореннях в атмосфері Юпітера є атомарний водень. Він утворюється внаслідок іонізації двоатомних молекул, яка відбувається за довжини хвилі випромінювання нижче 80,4 нм, та їхньої наступної рекомбінації. Рекомбінація протікає з утворенням щонайменше двох атомів H: H2+ + H2 → H3+ + H H3+ + e- → H2 + H або 3H