इसकी संरचना में, बृहस्पति का वातावरण सूर्य के करीब है, ग्रह को "असफल तारा" भी कहा जाता है, लेकिन इसका द्रव्यमान थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं की घटना के लिए बहुत छोटा है जो सितारों की ऊर्जा प्रदान करते हैं।

अधिकांश आयतन - 89% - हाइड्रोजन पर पड़ता है, हीलियम 10% है, और अंतिम प्रतिशत जल वाष्प, मीथेन, एसिटिलीन, अमोनिया, हाइड्रोजन सल्फाइड और फॉस्फोरस द्वारा आपस में विभाजित होता है। ग्रह में वही पदार्थ हैं जो इसके गैस खोल में हैं - सतह और वायुमंडल के बीच कोई स्पष्ट अंतर नहीं है। एक निश्चित स्तर पर, भारी दबाव के प्रभाव में, हाइड्रोजन एक तरल अवस्था में चला जाता है और एक वैश्विक महासागर बनाता है। पृथ्वी से अवलोकन करते समय, हम केवल वायुमंडल की ऊपरी परत का सर्वेक्षण करते हैं। सल्फर और फॉस्फोरस यौगिक इसे नारंगी रंग देते हैं। बादलों के रंग संतृप्ति में भिन्नता वायुमंडलीय संरचना में अंतर की पुष्टि करती है।

वायुमंडल की परतें

वायुमंडलीय परतों का टूटना तापमान और दबाव के संदर्भ में होता है। सतह स्तर पर, जहां दबाव 1 बार है, क्षोभमंडल है। यहीं पर गतिमान वायु प्रवाह क्षेत्र और बेल्ट बनाते हैं, तापमान -110 डिग्री सेल्सियस पर रखा जाता है।

जैसे-जैसे आप ऊपर बढ़ते हैं, तापमान संकेतक बढ़ते हैं और थर्मोस्फीयर में 725 डिग्री तक पहुंच जाते हैं, और दबाव कम हो जाता है। इस क्षेत्र में पृथ्वी से दिखाई देने वाला एक चमकीला ध्रुवीय प्रकाश है।

वायु द्रव्यमान परिसंचरण

बृहस्पति के वायुमंडल की गति दो कारकों से निर्धारित होती है: धुरी के चारों ओर उच्च घूर्णन गति, जो 10 घंटे है, और आंतरिक गर्मी जारी होने पर होने वाला ऊपरी प्रवाह। ज़ोन और बेल्ट के वैकल्पिक बैंड भूमध्य रेखा के समानांतर पंक्तिबद्ध होते हैं। बढ़ते अक्षांश के साथ स्थानीय हवाएँ गति और दिशा बदलती हैं। भूमध्य रेखा पर, वायुराशियाँ 140 मीटर/सेकेंड तक की गति से चलती हैं और समशीतोष्ण क्षेत्रों की तुलना में दैनिक क्रांति 5 मिनट तेज होती हैं। ध्रुवों पर हवाएँ कम हो जाती हैं।

ज़ोन अपड्राफ्ट के कारण उत्पन्न होते हैं। यहां दबाव में वृद्धि देखी गई है और जमे हुए अमोनिया क्रिस्टल बादलों को हल्का रंग देते हैं। ज़ोन की तापमान रीडिंग कम होती है, और दृश्यमान सतह बेल्ट की तुलना में अधिक होती है, जो डाउनड्राफ्ट हैं। निचली बादल परत का गहरा रंग अमोनियम हाइड्रोसल्फाइड के भूरे क्रिस्टल से बनता है। सभी लेनों में यातायात स्थिर है और अपनी दिशा नहीं बदलता है। जब जोन और बेल्ट संपर्क में आते हैं, तो मजबूत अशांति उत्पन्न होती है, जिससे शक्तिशाली बवंडर उत्पन्न होते हैं।

ग्रेट रेड स्पॉट (जीआरएस)

300 वर्षों से, खगोलशास्त्री एक अनोखी घटना देख रहे हैं - पृथ्वी से भी बड़ा तूफान। ग्रेट रेड स्पॉट के बाहरी क्षेत्र बादलों का एक अराजक भंवर बनाते हैं, लेकिन केंद्र के करीब, गति धीमी हो जाती है। गठन का तापमान अन्य क्षेत्रों की तुलना में कम है। यह 360 किमी/घंटा की गति से वामावर्त गति से चलता है, 6 दिनों में ग्रह के चारों ओर एक चक्कर पूरा करता है। एक शताब्दी से अधिक समय में, प्रतिचक्रवात की सीमाएँ आधी हो गई हैं। बीकेपी को 1665 में जे. कैसिनी द्वारा देखा गया था, लेकिन इसकी घटना का क्षण स्थापित नहीं किया गया है, इसलिए तूफान की उम्र आमतौर पर मानी जाने वाली उम्र से अधिक हो सकती है।

शोध करना

बृहस्पति पर जाने वाला पहला अंतरिक्ष यान 1971 में पायनियर 10 था। उन्होंने ग्रह और उपग्रहों की तस्वीरें प्रसारित कीं, चुंबकीय क्षेत्र के संकेतकों को मापा। जांच के उपकरण ने बृहस्पति की आंतरिक गर्मी से महत्वपूर्ण विकिरण का पता लगाया। वोयाजर 1 उड़ान ने गैस विशाल की कई हजार उच्च-गुणवत्ता वाली छवियां, ऊपरी वायुमंडल के बारे में जानकारी दी।

बृहस्पति के अध्ययन में सबसे बड़ा योगदान गैलीलियो मिशन द्वारा दिया गया, जो 8 वर्षों तक चला। उपकरण के अवतरण से वायुमंडल की आंतरिक परतों के बारे में जानकारी प्राप्त हुई। "शुष्क" क्षेत्र पाए गए, जहां पानी की मात्रा सामान्य से 100 गुना कम है, बादलों के एक पतले खंड द्वारा गठित "हॉट स्पॉट", रासायनिक घटकों का विश्लेषण किया गया। ग्रह की सबसे अच्छी तस्वीरें कैसिनी द्वारा ली गईं, जिसकी बदौलत एक विस्तृत नक्शा संकलित किया गया।

तथ्य और रहस्य

बृहस्पति को प्राचीन काल से ही देखा जाता रहा है, लेकिन यह आज भी रहस्यों से भरा हुआ है। सौर मंडल का सबसे बड़ा ग्रह, यह व्यर्थ नहीं था कि इसे रोम के सर्वोच्च देवता का नाम मिला। इसका द्रव्यमान अन्य सभी ग्रहों को मिलाकर 2 गुना अधिक है। गैस विशाल अपनी धुरी के चारों ओर सबसे तेजी से घूमता है, इसमें सबसे शक्तिशाली चुंबकीय क्षेत्र है, इसका भव्य बीकेपी तूफान पृथ्वी से देखा जाता है, और बिजली 1000 किमी तक पहुंच सकती है। बृहस्पति के बारे में ज्ञात कई तथ्यों की तरह, लंबे प्रतिचक्रवात के रंग और प्रकृति की कोई व्याख्या नहीं है।

चर्चा के निरंतर विषयों में से एक ग्रह के वातावरण में जीवन की उपस्थिति की संभावना है। सबसे शक्तिशाली विद्युत निर्वहन और मध्यम तापमान बादलों की घनी परत के नीचे जटिल कार्बनिक यौगिकों के निर्माण में योगदान कर सकते हैं, लेकिन सतह की तरल अवस्था और न्यूनतम जल सामग्री ज्ञात जीवन रूपों की उपस्थिति को बाहर कर देती है।

बृहस्पति ने गैलीलियो अंतरिक्ष यान से जांच में प्रवेश किया। जांच से बृहस्पति की बादल परत की संरचना और उसके वायुमंडल की रासायनिक संरचना पर महत्वपूर्ण डेटा प्राप्त हुआ। बृहस्पति का वायुमंडल मुख्यतः हाइड्रोजन और हीलियम से बना है। इसके अलावा, सूर्य की प्राथमिक संरचना की तुलना में हीलियम काफ़ी कम निकला। यह इस तथ्य से समझाया गया है कि हीलियम, भारी होने के कारण, वायुमंडल की निचली परतों में जमा होता है। शेष तत्वों का हिस्सा द्रव्यमान के हिसाब से केवल 1% ही रह जाता है। सूर्य की संरचना में कार्बन और सल्फर 2-3 गुना अधिक निकला। गैलीलियो परिणाम दर्शाते हैं कि बृहस्पति का मुख्य तापमान कम से कम 20,000 K प्रतीत होता है।

धारियों

यूरोप

वायेजर की पहली तस्वीरों ने बृहस्पति के चंद्रमा यूरोपा की ओर ध्यान आकर्षित किया। यूरोपा पर प्रतिच्छेदी रेखाओं का एक घना जाल पाया गया है। विशेष रूप से एएमएस गैलीलियो द्वारा किए गए यूरोपा की सतह के अधिक विस्तृत अध्ययन से पता चला कि यूरोपा की सतह कई दरारों से टूटी हुई एक विशाल बर्फ की चादर है। आवरण की मोटाई अभी भी अज्ञात है. विभिन्न अनुमानों के अनुसार यह 10 से 20 कि.मी. तक है। सच है, हाल के दिनों में यह माना गया है कि बर्फ के आवरण की मोटाई काफी कम है।

कुछ साल पहले, यह पता चला था कि दरारों में विशाल बर्फ के टुकड़े घूम रहे थे, जिसे यूरोपा पर तरल पानी की उपस्थिति के संकेत के रूप में समझा गया था। जीवन के अस्तित्व के लिए तरल जल की उपस्थिति एक आवश्यक शर्त है। हालाँकि, इस धारणा की पुष्टि या खंडन करने वाला कोई भी अध्ययन वर्तमान में संभव नहीं है।

सौर मंडल का पाँचवाँ और सबसे बड़ा ग्रह, जिसे प्राचीन काल से जाना जाता है, बृहस्पति है। गैस विशाल का नाम प्राचीन रोमन देवता बृहस्पति के नाम पर रखा गया था, जो यूनानियों के ज़ीउस द थंडरर के समान था। बृहस्पति क्षुद्रग्रह बेल्ट के पीछे स्थित है और लगभग पूरी तरह से गैसों, मुख्य रूप से हाइड्रोजन और हीलियम से बना है। बृहस्पति का द्रव्यमान इतना विशाल है (M = 1.9 ∙ 1027 kg) कि यह सौर मंडल के सभी ग्रहों के द्रव्यमान का लगभग 2.5 गुना है। अपनी धुरी के चारों ओर बृहस्पति 9 घंटे 55 मिनट की गति से घूमता है, और कक्षीय गति 13 किमी/सेकेंड है। नाक्षत्र काल (इसकी कक्षा में घूमने की अवधि) 11.87 वर्ष है।

रोशनी की दृष्टि से सूर्य के अलावा बृहस्पति शुक्र के बाद दूसरे स्थान पर है, इसलिए यह अवलोकन के लिए एक उत्कृष्ट वस्तु है। यह 0.52 के अल्बेडो के साथ सफेद रोशनी से चमकता है। अच्छे मौसम में, सबसे सरल दूरबीन से भी, आप न केवल ग्रह को देख सकते हैं, बल्कि चार सबसे बड़े उपग्रहों को भी देख सकते हैं।
सूर्य और अन्य ग्रहों का निर्माण अरबों वर्ष पहले एक सामान्य गैस और धूल के बादल से शुरू हुआ था। इस प्रकार बृहस्पति को सौर मंडल के सभी ग्रहों के द्रव्यमान का 2/3 द्रव्यमान प्राप्त हुआ। लेकिन, चूंकि ग्रह सबसे छोटे तारे से 80 गुना हल्का है, इसलिए थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं कभी शुरू नहीं हुईं। हालाँकि, ग्रह सूर्य से प्राप्त होने वाली ऊर्जा से 1.5 गुना अधिक ऊर्जा उत्सर्जित करता है। ऊष्मा का इसका अपना स्रोत मुख्य रूप से ऊर्जा और पदार्थ के रेडियोधर्मी क्षय से जुड़ा होता है, जो संपीड़न प्रक्रिया के दौरान निकलता है। बात यह है कि बृहस्पति कोई ठोस पिंड नहीं, बल्कि एक गैसीय ग्रह है। इसलिए, विभिन्न अक्षांशों पर घूर्णन गति समान नहीं होती है। ध्रुवों पर, अपनी धुरी के चारों ओर तेजी से घूमने के कारण ग्रह पर तीव्र संपीड़न होता है। हवा की गति 600 किमी/घंटा से अधिक है।

आधुनिक विज्ञान का मानना ​​है कि इस समय बृहस्पति के कोर का द्रव्यमान पृथ्वी के 10 द्रव्यमान या ग्रह के कुल द्रव्यमान का 4% है, और आकार इसके व्यास का 1.5 है। यह चट्टानी है, इस पर बर्फ के निशान हैं।

बृहस्पति के वायुमंडल में 89.8% हाइड्रोजन (H2) और 10% हीलियम (He) है। 1% से कम मीथेन, अमोनियम, ईथेन, पानी और अन्य घटक हैं। इस विशाल ग्रह के नीचे बादलों की 3 परतें हैं। ऊपरी परत में लगभग 1 एटीएम के दबाव के साथ बर्फीला अमोनिया होता है, मध्य परत में मीथेन और अमोनियम क्रिस्टल होते हैं, और निचली परत में पानी की बर्फ या पानी की सबसे छोटी तरल बूंदें होती हैं। बृहस्पति के वायुमंडल का नारंगी रंग सल्फर और फॉस्फोरस के संयोजन के कारण है। इसमें एसिटिलीन और अमोनिया होता है, इसलिए वातावरण की यह संरचना लोगों के लिए हानिकारक है।
बृहस्पति के भूमध्य रेखा के साथ फैली पट्टियों के बारे में हर कोई लंबे समय से जानता है। लेकिन अभी तक कोई भी वास्तव में उनकी उत्पत्ति की व्याख्या नहीं कर पाया है। मुख्य सिद्धांत संवहन का सिद्धांत था - सतह पर ठंडी गैसों का कम होना और गर्म गैसों का बढ़ना। लेकिन 2010 में, यह सुझाव दिया गया कि बृहस्पति के उपग्रह (चंद्रमा) बैंड के निर्माण को प्रभावित करते हैं। कथित तौर पर, अपने आकर्षण से, उन्होंने पदार्थों के कुछ "स्तंभ" बनाए, जो घूमते भी हैं और धारियों के रूप में देखे जाते हैं। इस सिद्धांत की पुष्टि प्रयोगशाला में, प्रयोगात्मक रूप से की गई है और अब इसकी संभावना सबसे अधिक लगती है।

शायद ग्रह की विशेषताओं में वर्णित सबसे रहस्यमय और सबसे लंबा अवलोकन बृहस्पति पर प्रसिद्ध ग्रेट रेड स्पॉट माना जा सकता है। इसकी खोज रॉबर्ट हुक ने 1664 में की थी और इसलिए इसे लगभग 350 वर्षों से देखा जा रहा है। यह एक विशाल संरचना है, जिसका आकार लगातार बदलता रहता है। सबसे अधिक संभावना है, यह एक दीर्घकालिक, विशाल वायुमंडलीय भंवर है, इसका आयाम 15x30 हजार किमी है, तुलना के लिए, पृथ्वी का व्यास लगभग 12.6 हजार किमी है।

बृहस्पति का चुंबकीय क्षेत्र

बृहस्पति का चुंबकीय क्षेत्र इतना विशाल है कि यह शनि की कक्षा से भी आगे निकल जाता है और लगभग 650,000,000 किमी है। यह पृथ्वी से लगभग 12 गुना अधिक है, और चुंबकीय अक्ष का झुकाव घूर्णन अक्ष के सापेक्ष 11° है। ग्रह की गहराई में मौजूद धात्विक हाइड्रोजन, ऐसे शक्तिशाली चुंबकीय क्षेत्र की उपस्थिति की व्याख्या करता है। यह एक उत्कृष्ट चालक है और तीव्र गति से घूमते हुए चुंबकीय क्षेत्र बनाता है। पृथ्वी की तरह बृहस्पति पर भी 2 चुंबकीय उल्टे ध्रुव हैं। लेकिन गैस विशाल पर कम्पास सुई हमेशा दक्षिण की ओर इशारा करती है।

आज तक, बृहस्पति के विवरण में लगभग 70 उपग्रह पाए जा सकते हैं, हालाँकि माना जाता है कि उनमें से लगभग सौ हैं। बृहस्पति के पहले और सबसे बड़े उपग्रह - आयो, यूरोपा, गेनीमेड और कैलिस्टो - की खोज 1610 में गैलीलियो गैलीली द्वारा की गई थी।

वैज्ञानिकों का सबसे अधिक ध्यान उपग्रह यूरोपा की ओर आकर्षित होता है। जीवन के अस्तित्व की संभावना के अनुसार यह शनि के उपग्रह एन्सेलाडस का अनुसरण करता है और दूसरे स्थान पर है। उनका मानना ​​है कि इसमें जीवन हो सकता है. सबसे पहले, एक गहरे (90 किमी तक) उप-हिमनद महासागर की उपस्थिति के कारण, जिसका आयतन पृथ्वी के महासागर से भी अधिक है!
गेनीमेड, सौर मंडल का सबसे बड़ा चंद्रमा। अब तक, इसकी संरचना और विशेषताओं में रुचि न्यूनतम है।
आयो एक ज्वालामुखीय रूप से सक्रिय उपग्रह है, इसकी अधिकांश सतह ज्वालामुखी से ढकी हुई है और लावा से भरी हुई है।
संभवतः, कैलिस्टो उपग्रह पर भी एक महासागर है। सबसे अधिक संभावना यह है कि यह सतह के नीचे है, जैसा कि इसके चुंबकीय क्षेत्र से पता चलता है।
गैलियम उपग्रहों का घनत्व ग्रह से उनकी दूरी से निर्धारित होता है। उदाहरण के लिए: सबसे दूर के बड़े उपग्रहों का घनत्व - कैलिस्टो पी = 1.83 ग्राम/सेमी³, फिर जैसे-जैसे यह करीब आता है, घनत्व बढ़ता है: गैनीमेड के लिए पी = 1.94 ग्राम/सेमी³, यूरोप के लिए पी = 2.99 ग्राम/सेमी³, आईओ पी = 3.53 ग्राम/सेमी³ के लिए। सभी बड़े उपग्रह हमेशा बृहस्पति का सामना एक ही तरफ करते हैं और समकालिक रूप से घूमते हैं।
बाकियों की खोज बहुत बाद में हुई। उनमें से कुछ बहुमत की तुलना में विपरीत दिशा में घूमते हैं और विभिन्न आकृतियों के कुछ उल्का पिंडों का प्रतिनिधित्व करते हैं।

बृहस्पति के लक्षण

द्रव्यमान: 1.9 * 1027 किग्रा (पृथ्वी के द्रव्यमान का 318 गुना)
भूमध्य रेखा पर व्यास: 142,984 किमी (पृथ्वी के व्यास का 11.3 गुना)
ध्रुव व्यास: 133,708 किमी
अक्ष झुकाव: 3.1°
घनत्व: 1.33 ग्राम/सेमी3
शीर्ष परत का तापमान: लगभग -160 डिग्री सेल्सियस
धुरी के चारों ओर क्रांति की अवधि (दिन): 9.93 घंटे
सूर्य से दूरी (औसत): 5.203 AU ई. या 778 मिलियन किमी
सूर्य के चारों ओर परिक्रमा अवधि (वर्ष): 11.86 वर्ष
कक्षीय गति: 13.1 किमी/सेकेंड
कक्षीय विलक्षणता: ई = 0.049
क्रांतिवृत्त की ओर कक्षीय झुकाव: i = 1°
मुक्त गिरावट त्वरण: 24.8 मीटर/सेकेंड2
उपग्रह: हाँ 70 पीसी

पृथ्वी के विपरीत, बृहस्पति के वायुमंडल में मध्यमंडल नहीं है। बृहस्पति पर कोई ठोस सतह नहीं है, और वायुमंडल का सबसे निचला स्तर - क्षोभमंडल - आसानी से मेंटल के हाइड्रोजन महासागर में चला जाता है। तरल और गैस के बीच कोई स्पष्ट सीमा नहीं है, क्योंकि इस स्तर पर तापमान और दबाव हाइड्रोजन और हीलियम के लिए महत्वपूर्ण बिंदुओं से बहुत अधिक है। लगभग 12 बार पर हाइड्रोजन एक सुपरक्रिटिकल तरल पदार्थ बन जाता है।

क्षोभमंडल - इसमें अमोनिया, अमोनियम हाइड्रोसल्फाइड और पानी की परतों के साथ बादलों और कोहरे की एक जटिल प्रणाली शामिल है। बृहस्पति की "सतह" पर देखे गए ऊपरी अमोनिया बादल भूमध्य रेखा के समानांतर कई बैंडों में व्यवस्थित हैं और मजबूत क्षेत्रीय वायुमंडलीय धाराओं (हवाओं) से बंधे हैं जिन्हें "जेट" कहा जाता है। धारियों के अलग-अलग रंग होते हैं: गहरे रंग की धारियों को आमतौर पर "बेल्ट" कहा जाता है, और हल्की धारियों को "ज़ोन" कहा जाता है। ज़ोन आरोही प्रवाह के क्षेत्र हैं जिनका तापमान बेल्ट - अवरोही प्रवाह के क्षेत्र की तुलना में कम होता है।
धारी और जेट संरचना की उत्पत्ति निश्चित रूप से ज्ञात नहीं है; इस संरचना के दो मॉडल प्रस्तावित किए गए हैं। सतह मॉडल मानता है कि ये स्थिर आंतरिक क्षेत्रों पर सतही घटनाएं हैं। गहरा मॉडल मानता है कि बैंड और जेट जोवियन मेंटल में होने वाले गहरे परिसंचरण की सतही अभिव्यक्तियाँ हैं, जिसमें आणविक हाइड्रोजन होता है और सिलेंडर की एक प्रणाली के रूप में व्यवस्थित होता है।

बृहस्पति के वायुमंडल की गतिशीलता को समझाने का पहला प्रयास 1960 के दशक का है। वे आंशिक रूप से स्थलीय मौसम विज्ञान पर आधारित थे, जो उस समय तक अच्छी तरह विकसित हो चुका था। यह माना गया कि बृहस्पति पर वायुमंडलीय प्रवाह अशांति के कारण उत्पन्न होता है, जो बदले में वायुमंडल की बाहरी परत (बादलों के ऊपर) में नम संवहन द्वारा समर्थित होता है। गीला संवहन पानी के संघनन और वाष्पीकरण से जुड़ी एक घटना है, यह पृथ्वी के मौसम के निर्माण को प्रभावित करने वाली मुख्य घटनाओं में से एक है। इस मॉडल में प्रवाह की उपस्थिति द्वि-आयामी अशांति की प्रसिद्ध संपत्ति से जुड़ी है - तथाकथित रिवर्स कैस्केड, जिसमें छोटी अशांत संरचनाएं (भंवर) विलीन हो जाती हैं और बड़े भंवर बनाती हैं। ग्रह के सीमित आकार के कारण, ऐसी संरचनाएँ एक निश्चित विशिष्ट पैमाने से आगे नहीं बढ़ सकती हैं, बृहस्पति के लिए इसे राइन्स स्केल कहा जाता है। यह रॉस्बी तरंगों के प्रभाव के कारण है। तंत्र इस प्रकार है: जब सबसे बड़ी अशांत संरचना एक निश्चित आकार तक पहुंचती है, तो ऊर्जा रॉस्बी तरंगों में प्रवाहित होने लगती है, न कि बड़ी संरचना में, रिवर्स कैस्केड बंद हो जाता है। एक गोलाकार, तेजी से घूमने वाले ग्रह पर, रॉस्बी तरंगों के लिए फैलाव संबंध अनिसोट्रोपिक है, इसलिए समानांतर की दिशा में रीन्स स्केल मेरिडियन की दिशा से बड़ा है। परिणामस्वरूप, भूमध्य रेखा के समानांतर फैली हुई बड़े पैमाने की संरचनाएँ बनती हैं। उनकी मेरिडियनल सीमा धाराओं की वास्तविक चौड़ाई के समान ही प्रतीत होती है। इस प्रकार, निकट-सतह मॉडल में, भंवर ऊर्जा को प्रवाह में स्थानांतरित करते हैं और इसलिए गायब हो जाना चाहिए। हालाँकि ये मॉडल दर्जनों संकीर्ण धाराओं के अस्तित्व को सफलतापूर्वक समझाते हैं, लेकिन इनमें गंभीर कमियाँ भी हैं। उनमें से सबसे अधिक ध्यान देने योग्य: दुर्लभ अपवादों के साथ, ग्रह के घूर्णन के विपरीत दिशा में एक मजबूत भूमध्यरेखीय प्रवाह दिखाई देना चाहिए, और घूर्णन के साथ एक प्रवाह देखा जाता है। इसके अलावा, धाराएँ अस्थिर होती हैं और समय-समय पर गिर सकती हैं। सतही मॉडल यह नहीं समझाते कि बृहस्पति के वायुमंडल में देखी गई धाराएँ स्थिरता मानदंड का उल्लंघन कैसे करती हैं। ऐसे मॉडलों के अधिक विकसित बहुपरत संस्करण अधिक स्थिर परिसंचरण पैटर्न देते हैं, लेकिन कई समस्याएं अभी भी बनी हुई हैं। इस बीच, गैलीलियो जांच में पाया गया कि बृहस्पति की हवाएं बादल स्तर (5-7 बार) से काफी नीचे तक फैली हुई हैं और 22 बार तक गायब होने का कोई संकेत नहीं दिखाती हैं, जिससे पता चलता है कि बृहस्पति का वायुमंडलीय परिसंचरण वास्तव में गहरा हो सकता है।

बृहस्पति के वायुमंडल के सतही मॉडल

पहला गहराई मॉडल 1976 में बुस्से द्वारा प्रस्तावित किया गया था। यह हाइड्रोडायनामिक्स में प्रसिद्ध टेलर-प्रुडमैन प्रमेय पर आधारित है, जो इस प्रकार है: किसी भी तेजी से घूमने वाले बैरोट्रोपिक आदर्श तरल पदार्थ में, प्रवाह को रोटेशन की धुरी के समानांतर सिलेंडरों की एक श्रृंखला में व्यवस्थित किया जाता है। प्रमेय की शर्तें संभवतः बृहस्पति की आंतरिक स्थितियों में पूरी होती हैं। इसलिए बृहस्पति के हाइड्रोजन आवरण को कई सिलेंडरों में विभाजित किया जा सकता है, जिनमें से प्रत्येक में परिसंचरण स्वतंत्र है। उन अक्षांशों पर जहां सिलेंडरों की बाहरी और आंतरिक सीमाएं ग्रह की दृश्य सतह के साथ मिलती हैं, प्रवाह बनते हैं, और सिलेंडर स्वयं जोन और बेल्ट के रूप में दिखाई देते हैं। गहरा मॉडल बृहस्पति के भूमध्य रेखा पर ग्रह के घूर्णन के साथ निर्देशित जेट को आसानी से समझाता है। जेट स्थिर हैं और द्वि-आयामी स्थिरता मानदंड का पालन नहीं करते हैं। हालाँकि, मॉडल में एक समस्या है: यह बहुत कम संख्या में चौड़े जेट की भविष्यवाणी करता है। यथार्थवादी 3डी मॉडलिंग अभी तक संभव नहीं है, और गहरे परिसंचरण की पुष्टि के लिए उपयोग किए जाने वाले सरलीकृत मॉडल बृहस्पति के हाइड्रोडायनामिक्स के महत्वपूर्ण पहलुओं को याद कर सकते हैं। 2004 में प्रकाशित मॉडलों में से एक ने बृहस्पति के वायुमंडल की जेट-बैंड संरचना को काफी प्रशंसनीय रूप से पुन: प्रस्तुत किया। इस मॉडल के अनुसार, बाहरी हाइड्रोजन मेंटल अन्य मॉडलों की तुलना में पतला है, और ग्रह की त्रिज्या का केवल 10% था, जबकि बृहस्पति के मानक मॉडल में यह 20-30% है। एक अन्य समस्या वे प्रक्रियाएँ हैं जो गहरे संचलन को चला सकती हैं। यह संभव है कि गहरी धाराएँ निकट-सतह बलों के कारण हो सकती हैं, जैसे कि नम संवहन, या पूरे ग्रह का गहरा संवहन, जो बृहस्पति के आंतरिक भाग से गर्मी को हटा देता है। इनमें से कौन सा तंत्र अधिक महत्वपूर्ण है यह अभी भी स्पष्ट नहीं है।

बृहस्पति के वायुमंडल के गहराई मॉडल

बृहस्पति के वायुमंडल में विभिन्न प्रकार की सक्रिय घटनाएं घटित होती हैं, जैसे बैंड अस्थिरता, भंवर (चक्रवात और प्रतिचक्रवात), तूफान और बिजली गिरना। भंवरे बड़े लाल, सफेद और भूरे धब्बों (अंडाकार) जैसे दिखते हैं। दो सबसे बड़े धब्बे, ग्रेट रेड स्पॉट (जीआरएस) और अंडाकार बीए, लाल रंग के हैं। वे, अधिकांश अन्य बड़े स्थानों की तरह, प्रतिचक्रवात हैं। छोटे प्रतिचक्रवात आमतौर पर सफेद होते हैं। यह माना जाता है कि भंवरों की गहराई कई सौ किलोमीटर से अधिक नहीं है।

दक्षिणी गोलार्ध में स्थित, बीकेपी सौर मंडल में सबसे बड़ा ज्ञात भंवर है। इस भंवर में पृथ्वी के आकार के कई ग्रह हो सकते हैं और यह कम से कम 350 वर्षों से मौजूद है। ओवल बीए, जो बीकेपी के दक्षिण में स्थित है और बाद वाले से तीन गुना छोटा है, एक लाल धब्बा है जो 2000 में तीन सफेद अंडाकारों के विलय से बना था।

बृहस्पति पर तूफान के साथ तेज तूफान लगातार चलते रहते हैं। तूफान पानी के वाष्पीकरण और संघनन से जुड़े वातावरण में नमी संवहन का परिणाम है। ये हवा के तेज़ ऊपर की ओर बढ़ने वाले क्षेत्र हैं, जिससे चमकीले और घने बादलों का निर्माण होता है। तूफ़ान मुख्यतः बेल्ट क्षेत्रों में बनते हैं। बृहस्पति पर बिजली का निर्वहन पृथ्वी की तुलना में बहुत अधिक तीव्र है, लेकिन उनकी संख्या कम है, इसलिए बिजली की गतिविधि का औसत स्तर पृथ्वी के करीब है।

बृहस्पति के वायुमंडल में उतरने के दौरान गैलीलियो जांच द्वारा ऊपरी वायुमंडल की स्थिति के बारे में जानकारी प्राप्त की गई थी।

चूँकि वायुमंडल की निचली सीमा ठीक-ठीक ज्ञात नहीं है, 10 बार का दबाव स्तर, 1 बार के दबाव से 90 किमी नीचे, लगभग 340 K के तापमान के साथ, क्षोभमंडल का आधार माना जाता है। वैज्ञानिक साहित्य में, बृहस्पति की "सतह" ऊंचाई के लिए 1 बार के दबाव स्तर को आमतौर पर शून्य बिंदु के रूप में चुना जाता है। पृथ्वी की तरह, वायुमंडल के ऊपरी स्तर - बाह्यमंडल - की कोई स्पष्ट सीमा नहीं है। इसका घनत्व धीरे-धीरे कम हो जाता है, और एक्सोस्फीयर आसानी से "सतह" से लगभग 5000 किमी दूर अंतरग्रहीय अंतरिक्ष में चला जाता है।

जूनो अंतरिक्ष यान के आंकड़ों के अनुसार, बादलों की परतें अपेक्षा से अधिक गहरी हैं, जिनमें भारी अमोनिया बादल भी शामिल हैं। ऐसा प्रतीत होता है कि अमोनिया बादलों की ऊपरी परतों तक सीमित होने के बजाय, 350 किलोमीटर की गहराई पर अधिक गहराई तक केंद्रित है। सतह के बादलों (जो 100 किमी की गहराई से शुरू होते हैं) और संवहन क्षेत्र (500 किमी) के बीच अमोनिया की उपस्थिति दर्ज की गई। चित्र में: JIRAM माइक्रोवेव रेडियोमीटर का उपयोग करके वैज्ञानिकों ने पाया है कि बृहस्पति का वातावरण कम से कम 350 किलोमीटर दूर तक परिवर्तनशील है। इसे साइड में इनसेट में दिखाया गया है, नारंगी का मतलब उच्च अमोनिया है और नीला का मतलब कम है। ऐसा प्रतीत होता है कि बृहस्पति के भूमध्य रेखा के साथ उच्च अमोनिया की एक बेल्ट है, जो इसके समान वितरण की वैज्ञानिकों की अपेक्षाओं के विपरीत है।

बृहस्पति का वातावरण

जोवियन वातावरण में ऊर्ध्वाधर तापमान भिन्नताएं पृथ्वी के समान हैं। क्षोभमंडल का तापमान ऊंचाई के साथ घटता जाता है जब तक कि यह न्यूनतम तक नहीं पहुंच जाता जिसे ट्रोपोपॉज़ कहा जाता है, जो क्षोभमंडल और समतापमंडल के बीच की सीमा है। बृहस्पति पर, ट्रोपोपॉज़ दृश्यमान बादलों (या 1 बार स्तर) से लगभग 50 किमी ऊपर है, जहां दबाव और तापमान 0.1 बार और 110 K के करीब है। समताप मंडल में, थर्मोस्फीयर में संक्रमण के समय तापमान लगभग 200 K तक बढ़ जाता है और लगभग 320 किमी और 1 माइक्रोबार की ऊंचाई और दबाव पर। थर्मोस्फीयर में, तापमान में वृद्धि जारी है, अंततः लगभग 1000 किमी और 1 नैनोबार के दबाव पर 1000 K तक पहुंच जाता है।

बृहस्पति के क्षोभमंडल की विशेषता बादलों की एक जटिल संरचना है। 0.6-0.9 बार के दबाव स्तर पर स्थित ऊपरी बादलों में अमोनिया बर्फ होती है। यह माना जाता है कि बादलों की एक निचली परत होती है, जिसमें अमोनियम हाइड्रोसल्फाइड (या अमोनियम सल्फाइड) (1-2 बार के बीच) और पानी (3-7 बार) होता है। ये निश्चित रूप से मीथेन के बादल नहीं हैं, क्योंकि वहां का तापमान इसके संघनित होने के लिए बहुत अधिक है। पानी के बादल बादलों की सबसे घनी परत बनाते हैं और वायुमंडलीय गतिशीलता पर गहरा प्रभाव डालते हैं। यह अमोनिया और हाइड्रोजन सल्फाइड (ऑक्सीजन नाइट्रोजन या सल्फर की तुलना में अधिक सामान्य रासायनिक तत्व है) की तुलना में पानी की उच्च संघनन गर्मी और वायुमंडल में इसकी उच्च सामग्री का परिणाम है।

बृहस्पति पर अमोनिया बादलों का एक उदाहरण बृहस्पति के उत्तरी गोलार्ध में एक बड़े तूफान की तस्वीर 24 अक्टूबर, 2017 को 10:32 पीडीटी पर गैस विशाल से 10,108 किमी की दूरी से बृहस्पति की 9वीं उड़ान के दौरान ली गई थी। तूफ़ान व्यापक ऊंचाई अंतर के साथ वामावर्त घूमता है। छवि में गहरे बादल अपने चमकीले समकक्षों की तुलना में वायुमंडल में अधिक गहराई में स्थित हैं। तूफ़ान के कुछ स्थानों पर, छोटे हल्के बादल दिखाई देते हैं, जो निचले क्षितिज पर छाया डालते हैं (सूर्य बाईं ओर के क्षेत्र को रोशन करता है)। चमकीले बादल और उनकी छायाएं लगभग 7 से 12 किमी चौड़ी और लंबी होती हैं। उम्मीद की जाती है कि वे बर्फीले अमोनिया क्रिस्टल के अपड्राफ्ट से बने होंगे, जो संभवतः पानी की बर्फ के साथ मिश्रित होंगे।

बृहस्पति का वातावरण

विभिन्न क्षोभमंडलीय (200-500 एमबार) और समतापमंडलीय (10-100 एमबार) कोहरे की परतें मुख्य बादल परत के ऊपर स्थित हैं। उत्तरार्द्ध में संघनित भारी पॉलीसाइक्लिक एरोमैटिक हाइड्रोकार्बन या हाइड्रेज़िन शामिल होते हैं, जो मीथेन या अमोनिया पर सौर पराबैंगनी विकिरण के प्रभाव में समताप मंडल (1-100 माइक्रोबार) में बनते हैं। समताप मंडल में आणविक हाइड्रोजन के सापेक्ष मीथेन की प्रचुरता 10 -4 है, जबकि ईथेन और एसिटिलीन जैसे अन्य हाइड्रोकार्बन का आणविक हाइड्रोजन से अनुपात लगभग 10 -6 है।
बृहस्पति का थर्मोस्फीयर 1 माइक्रोबार के नीचे दबाव स्तर पर स्थित है और वायुमंडलीय चमक, अरोरा और एक्स-रे जैसी घटनाओं की विशेषता है। वायुमंडल के इस स्तर के भीतर, इलेक्ट्रॉनों और आयनों के घनत्व में वृद्धि से आयनमंडल का निर्माण होता है। वायुमंडल में उच्च तापमान (800-1000 K) की प्रबलता के कारणों को पूरी तरह से स्पष्ट नहीं किया गया है; वर्तमान मॉडल 400 K से ऊपर तापमान की भविष्यवाणी नहीं करते हैं। यह उच्च-ऊर्जा सौर विकिरण (पराबैंगनी या एक्स-रे) के सोखने, बृहस्पति के मैग्नेटोस्फीयर में त्वरण से आवेशित कणों के गर्म होने, या ऊपर की ओर फैलने वाली गुरुत्वाकर्षण तरंगों के बिखरने के कारण हो सकता है।

कम अक्षांशों और ध्रुवों पर, थर्मोस्फीयर और एक्स-रे के स्रोत एक्स-रे हैं, जिन्हें पहली बार 1983 में आइंस्टीन वेधशाला द्वारा देखा गया था। बृहस्पति के मैग्नेटोस्फीयर के ऊर्जावान कण ध्रुवों को घेरने वाले चमकीले ध्रुवीय अंडाकारों के लिए जिम्मेदार हैं। स्थलीय समकक्षों के विपरीत, जो केवल चुंबकीय तूफानों के दौरान दिखाई देते हैं, बृहस्पति के वातावरण में अरोरा लगातार देखे जाते हैं। बृहस्पति का थर्मोस्फियर पृथ्वी के बाहर एकमात्र स्थान है जहाँ त्रिपरमाण्विक आयन (H3+) पाया गया है। यह आयन 3 और 5 µm के बीच तरंग दैर्ध्य पर मजबूत मध्य-अवरक्त उत्सर्जन का कारण बनता है और थर्मोस्फीयर के मुख्य शीतलक के रूप में कार्य करता है।

रासायनिक संरचना

गैस दिग्गजों के अन्य वायुमंडलों की तुलना में बृहस्पति के वायुमंडल का पूरी तरह से अध्ययन किया गया है, क्योंकि इसकी जांच सीधे गैलीलियो वंश अंतरिक्ष यान द्वारा की गई थी, जिसे 7 दिसंबर, 1995 को बृहस्पति के वातावरण में लॉन्च किया गया था। इसके अलावा जानकारी के स्रोत इन्फ्रारेड स्पेस ऑब्जर्वेटरी (आईएसओ), इंटरप्लेनेटरी जांच गैलीलियो और कैसिनी के अवलोकन के साथ-साथ जमीन-आधारित अवलोकनों के डेटा भी हैं।

बृहस्पति के चारों ओर का गैसीय आवरण मुख्य रूप से आणविक हाइड्रोजन और हीलियम से बना है। अणुओं की संख्या के संदर्भ में आणविक हाइड्रोजन के संबंध में हीलियम की सापेक्ष मात्रा 0.157 ± 0.0036 है और इसका द्रव्यमान अंश, 0.234 ± 0.005, सौर मंडल में प्राथमिक मूल्य से बहुत कम नहीं है। इसका कारण पूरी तरह से स्पष्ट नहीं है, लेकिन हाइड्रोजन से सघन होने के कारण अधिकांश हीलियम बृहस्पति के कोर में संघनित हो सकता है। वायुमंडल में कई सरल यौगिक भी शामिल हैं, जैसे पानी, मीथेन (सीएच 4), हाइड्रोजन सल्फाइड (एच 2 एस), अमोनिया (एनएच 3) और फॉस्फीन (पीएच 3)। गहरे (10 बार से नीचे) क्षोभमंडल में उनकी सापेक्ष बहुतायत का तात्पर्य है कि बृहस्पति का वातावरण सूर्य की तुलना में कार्बन, नाइट्रोजन, सल्फर और संभवतः ऑक्सीजन से 3-4 गुना अधिक समृद्ध है। आर्गन, क्रिप्टन और क्सीनन जैसी उत्कृष्ट गैसों की संख्या सूर्य पर मौजूद गैसों की संख्या से अधिक है (तालिका देखें), जबकि नियॉन स्पष्ट रूप से कम है। अन्य रासायनिक यौगिक, आर्सिन (AsH 3) और जर्मन (GeH 4), केवल थोड़ी मात्रा में मौजूद हैं। बृहस्पति के ऊपरी वायुमंडल में सरल हाइड्रोकार्बन की छोटी सापेक्ष मात्रा होती है: ईथेन, एसिटिलीन और डायसेटिलीन, जो बृहस्पति के मैग्नेटोस्फीयर से आने वाले सौर पराबैंगनी विकिरण और आवेशित कणों के प्रभाव में बनते हैं। माना जाता है कि ऊपरी वायुमंडल में कार्बन डाइऑक्साइड, कार्बन मोनोऑक्साइड और पानी की उपस्थिति धूमकेतु शोमेकर-लेवी 9 जैसे धूमकेतुओं द्वारा बृहस्पति के वायुमंडल में प्रभाव के कारण होती है। पानी क्षोभमंडल से नहीं आ सकता है क्योंकि ट्रोपोपॉज़, एक ठंडे जाल के रूप में कार्य करता है, पानी को समताप मंडल में बढ़ने से प्रभावी ढंग से रोकता है।

तत्व	रवि	बृहस्पति/सूर्य
		3.6 ± 0.5 (8 बार) 3.2 ± 1.4 (9-12 बार)
		0.033 ± 0.015 (12 बार) 0.19-0.58 (19 बार)
अनुपात में तत्वों की व्यापकता बृहस्पति और सूर्य पर हाइड्रोजन के साथ

नज़रिया	रवि	बृहस्पति/सूर्य
		0.0108±0.0005
		2.3±0.3*10 -3 (0.08-2.8 बार)
	1.5 ± 0.3*10 -4	1.66 ± 0.05*10 -4
	3.0±0.17*10 -5	2.25±0.35*10 -5
बृहस्पति और सूर्य पर आइसोटोप अनुपात

ज़मीन-आधारित अवलोकनों के साथ-साथ अंतरिक्ष यान के अवलोकनों से बृहस्पति के वायुमंडल में आइसोटोप अनुपात के ज्ञान में सुधार हुआ है। जुलाई 2003 तक, ड्यूटेरियम की सापेक्ष प्रचुरता के लिए स्वीकृत मूल्य (2.25 ± 0.35)*10 -5 है, जो संभवतः प्रोटोसोलर नेबुला का मूल मूल्य है जिससे सौर मंडल का निर्माण हुआ। बृहस्पति के वायुमंडल में नाइट्रोजन आइसोटोप 15 एन और 14 एन का अनुपात 2.3 * 10 -3 है, जो पृथ्वी के वायुमंडल (3.5 * 10 -3) की तुलना में एक तिहाई कम है। बाद की खोज विशेष रूप से महत्वपूर्ण है, क्योंकि सौर मंडल के गठन के पिछले सिद्धांतों का मानना ​​​​था कि नाइट्रोजन आइसोटोप के लिए स्थलीय मूल्य मौलिक थे।
पृथ्वी के बादलों के विपरीत, जो सभी पानी हैं, बृहस्पति के बादलों में हाइड्रोजन, कार्बन, नाइट्रोजन, ऑक्सीजन, सल्फर और फास्फोरस के विभिन्न यौगिक होते हैं। उनकी संरचना दबाव, तापमान, रोशनी और वायुमंडलीय गतिविधियों से निर्धारित होती है। यह लंबे समय से ज्ञात है कि बृहस्पति के वायुमंडल में अमोनिया (एनएच 3) और मीथेन (सीएच 4) मौजूद हैं, जिनके अणुओं में बहुत अधिक हाइड्रोजन होता है। लेकिन अमोनिया, मीथेन, जल वाष्प, अमोनियम हाइड्रोसल्फाइड (एनएच 3 एच 2 एस) अध्ययन के लिए सुलभ बृहस्पति के वायुमंडल के हिस्से के सभी छोटे घटक हैं। ध्यान दें कि बृहस्पति में निहित अमोनिया वाष्प के मजबूत बैंड शनि पर मुश्किल से ध्यान देने योग्य हैं, जबकि यूरेनस और नेप्च्यून में ये बिल्कुल भी नहीं हैं, क्योंकि सभी अमोनिया उनके बादल परतों के नीचे गहराई में जमे हुए हैं। दूसरी ओर, इन ग्रहों के मीथेन बैंड बहुत व्यापक हो जाते हैं और इसके लाल-नीले हिस्से में स्पेक्ट्रम के एक महत्वपूर्ण हिस्से पर कब्जा कर लेते हैं, जो इन ग्रहों को नीला-हरा रंग देता है।
बृहस्पति के बादल स्तर पर जलवाष्प की मात्रा 1.5*10 -3, मीथेन 8.3*10 -3, गैस चरण में अमोनियम हाइड्रोसल्फाइड 2.8*10 -5, अमोनिया 1.7*10 -4 है। इसी समय, अमोनिया की मात्रा परिवर्तनशील होती है और ऊंचाई पर निर्भर करती है। यह वह है जो दृश्यमान बादल आवरण बनाता है; इसका संघनन तापमान दबाव पर निर्भर करता है और 130-200 K होता है, जो औसतन बादलों के स्तर पर देखे गए तापमान से मेल खाता है। 165 K के तापमान पर, अमोनिया बर्फ के क्रिस्टल के ऊपर अमोनिया का दबाव 1.9 mbar है, और 170 K पर दोगुना हो जाता है। समान दबाव पर मीथेन को संघनित करने के लिए, बहुत कम तापमान, 79 K, की आवश्यकता होती है। इसलिए, बृहस्पति के वातावरण में मीथेन एक ठोस चरण में संघनित नहीं होता है।
बादलों में क्रिस्टल के साथ-साथ तरल अमोनिया की बूंदें भी मौजूद होनी चाहिए। इस तरह के मिश्रण वाले बादलों का रंग हल्का पीलापन लिए हुए सफेद होता है, जो क्षेत्रों की विशेषता है। हालाँकि, बेल्ट के लाल-भूरे रंग को समझाने के लिए किसी अन्य रंग एजेंट की आवश्यकता होती है। जाहिरा तौर पर, फॉस्फीन (पीएच 3) - हाइड्रोजन के साथ फॉस्फोरस का एक गैसीय यौगिक, जिसकी सामग्री लगभग 6 * 10 -7 है, बेल्ट को कुछ रंगीन रंग देता है। 290 से 600 K के तापमान पर, यह लाल फास्फोरस के निकलने के साथ विघटित हो जाता है। इसके विपरीत, कम तापमान पर, फॉस्फोरस हाइड्रोजन के साथ पुनः संयोजित हो जाता है। बादलों का रंग हाइड्रोजन और अमोनियम पॉलीसल्फाइड और सल्फर से भी जुड़ा हो सकता है। बृहस्पति के वायुमंडल में मौजूद गैसों की सूची में ईथेन, एसिटिलीन और थोड़ी मात्रा में हाइड्रोसायनिक एसिड (एचसीएन) भी शामिल हैं।
यह याद रखना चाहिए कि बादलों की दृश्यमान सतह एक पतली परत होती है, जो केवल कुछ दसियों किलोमीटर की होती है। क्रिस्टलीय अमोनियम के बादलों के नीचे अन्य परतें होती हैं: अमोनियम सल्फाइट से, अमोनिया का एक जलीय घोल, पानी की बर्फ के क्रिस्टल से, और अंत में पानी की बूंदों से।

जोन, बेल्ट और भंवर

बृहस्पति की दृश्य सतह भूमध्य रेखा के समानांतर कई बैंडों में विभाजित है। बैंड दो प्रकार के होते हैं: अपेक्षाकृत हल्के क्षेत्र और गहरे बैंड। विस्तृत भूमध्यरेखीय क्षेत्र (EZ) लगभग 7°S और 7°N अक्षांशों के बीच फैला हुआ है। EZ के ऊपर और नीचे उत्तरी और दक्षिणी भूमध्यरेखीय बेल्ट (NEB और SEB) हैं जो क्रमशः 18°N और 18°S तक फैले हुए हैं। भूमध्य रेखा से दूर उत्तरी और दक्षिणी उष्णकटिबंधीय क्षेत्र (NtrZ और STrZ) स्थित हैं। बेल्ट और ज़ोन का यह निरंतर परिवर्तन 50°S और N तक जारी रहता है, जहां उनकी दृश्य अभिव्यक्तियाँ कुछ हद तक कम ध्यान देने योग्य हो जाती हैं। ये पेटियाँ संभवतः ध्रुवों की ओर लगभग 80° उत्तर या दक्षिण तक फैली हुई हैं।

ज़ोन और बेल्ट के बीच रंगाई में अंतर बादलों की अपारदर्शिता के बीच अंतर में निहित है। क्षेत्रों में अमोनिया की सांद्रता अधिक होती है, जिसके परिणामस्वरूप अधिक ऊंचाई पर अमोनिया बर्फ के घने बादल बनते हैं, जो बदले में क्षेत्रों को उज्जवल बनाता है। दूसरी ओर, बेल्ट बादल पतले होते हैं और कम ऊंचाई पर स्थित होते हैं। ऊपरी क्षोभमंडल क्षेत्रों में ठंडा और पेटियों में गर्म होता है। बृहस्पति के क्षेत्रों और पट्टियों को इतना "रंगीन" बनाने वाले पदार्थों की सटीक प्रकृति अज्ञात है, लेकिन उनमें सल्फर, फॉस्फोरस और कार्बन के जटिल यौगिक शामिल हो सकते हैं।

बृहस्पति बेल्ट क्षेत्रीय वायुमंडलीय प्रवाह (हवाओं) से सीमाबद्ध हैं, जिन्हें "जेट" कहा जाता है। पश्चिम की ओर बढ़ने वाले जेट (प्रतिगामी गति) आमतौर पर ज़ोन से बेल्ट (भूमध्य रेखा से दूर) की ओर बढ़ते समय देखे जाते हैं, जबकि पूर्व की ओर बढ़ने वाले (सामान्य गति) आमतौर पर बेल्ट से ज़ोन की ओर जाने पर देखे जाते हैं। बृहस्पति के वायुमंडल के मॉडल से पता चलता है कि आंचलिक हवाओं की बेल्ट गति कम हो जाती है और भूमध्य रेखा से ध्रुवों तक के क्षेत्रों में वृद्धि होती है। इसलिए, पेटियों में हवा का ढाल चक्रवाती है, और क्षेत्रों में यह प्रतिचक्रवात है। भूमध्यरेखीय क्षेत्र इस नियम का अपवाद है, जिसमें पूर्व की ओर जेट विमानों की तीव्र गति होती है, और हवा की स्थानीय न्यूनतम गति बिल्कुल भूमध्य रेखा पर स्थित होती है। बृहस्पति पर जेट की गति बहुत तेज़ है, कुछ स्थानों पर यह 100 मीटर/सेकेंड तक पहुँच जाती है। यह गति 0.7-1 बार की दबाव सीमा में स्थित अमोनिया के बादलों से मेल खाती है। बृहस्पति के समान दिशा में चक्कर लगाने वाले जेट, विपरीत (प्रतिगामी) चक्कर लगाने वालों की तुलना में अधिक मजबूत होते हैं। जेट के ऊर्ध्वाधर आयाम अज्ञात हैं। आंचलिक हवाएं बादलों के ऊपर 2-3 ऊंचाई के पैमाने के बराबर ऊंचाई पर समाप्त हो जाती हैं। उसी समय, बादल स्तर के नीचे हवा की गति केवल थोड़ी बढ़ जाती है और 22 बार के दबाव स्तर तक स्थिर रहती है - गैलीलियो लैंडर द्वारा पहुंची अधिकतम गहराई।

बृहस्पति के क्लाउड बैंड के स्थान का योजनाबद्ध प्रतिनिधित्व, उन्हें उनके आधिकारिक संक्षिप्ताक्षरों द्वारा निर्दिष्ट किया गया है। ग्रेट रेड स्पॉट और ओवल बीए क्रमशः दक्षिणी उष्णकटिबंधीय और दक्षिणी समशीतोष्ण क्षेत्रों में स्थित हैं। बृहस्पति के वायुमंडल को ज़ोन और बेल्ट में विभाजित किया गया है, और उनमें से प्रत्येक का अपना नाम है और विशेष विशिष्ट विशेषताएं हैं। वे दक्षिण और उत्तरी ध्रुवीय क्षेत्रों से शुरू होते हैं, जो ध्रुवों से लगभग 40-48° उत्तर/दक्षिण तक विस्तारित होते हैं। ये नीले-भूरे क्षेत्र आमतौर पर आकृतिहीन होते हैं। उत्तर उत्तर शीतोष्ण क्षेत्रअस्पष्टता, परिप्रेक्ष्य दृष्टि और उल्लेखनीय क्षेत्रों के सामान्य प्रसार के कारण ध्रुवीय क्षेत्रों की तुलना में शायद ही कभी अधिक उल्लेखनीय विवरण दिखाई देता है। जिसमें उत्तर उत्तर समशीतोष्ण क्षेत्र(एनएनटीबी) सबसे उत्तरी विशिष्ट बेल्ट है, हालांकि यह कभी-कभी "गायब" हो जाती है। गड़बड़ी छोटी और अल्पकालिक होती है। उत्तर उत्तर समशीतोष्ण क्षेत्रअधिक स्पष्ट है, लेकिन आम तौर पर उतना ही शांत है। कभी-कभी क्षेत्र में अन्य छोटे बेल्ट और जोन भी देखे जाते हैं। उत्तर शीतोष्ण क्षेत्रयह पृथ्वी से आसानी से पहुंच योग्य अक्षांशों पर स्थित है और इस प्रकार अवलोकनों का एक उत्कृष्ट रिकॉर्ड है। यह ग्रह पर सबसे मजबूत सामान्य-दिशात्मक जेट होने के लिए भी उल्लेखनीय है, जो दक्षिणी सीमा बनाता है। उत्तरी समशीतोष्ण क्षेत्र(एनटीबी)। एनटीबी एक दशक में लगभग एक बार गायब हो जाता है (यह दोनों वोयाजर्स के गुजरने के दौरान हुआ था), इसलिए यह अस्थायी रूप से जुड़ जाता है उत्तरी समशीतोष्ण क्षेत्र(एनटीजेड) और उत्तरी उष्णकटिबंधीय क्षेत्र(एनट्रॉपज़ेड)। बाकी समय, एनटीजेड एक अपेक्षाकृत संकीर्ण पट्टी है जिसमें उत्तरी और दक्षिणी घटकों को अलग किया जा सकता है। उत्तरी उष्णकटिबंधीय क्षेत्रशामिल एनट्रोपज़और उत्तरी विषुवतीय पेटी(एनईबी)। एनट्रॉपज़ आमतौर पर रंगाई में बहुत स्थिर होता है, इसमें लगभग कोई भी परिवर्तन एनटीबी में दक्षिणी जेट की गतिविधि के कारण होता है। एनटीजेड की तरह, इसे कभी-कभी एक संकीर्ण पट्टी - एनट्रॉपबी में विभाजित किया जाता है। दुर्लभ अवसरों पर, एनट्रॉपज़ के दक्षिणी भाग में "छोटे लाल धब्बे" पाए जाते हैं। जैसा कि नाम से पता चलता है, वे ग्रेट रेड स्पॉट के उत्तरी समकक्ष हैं। बीकेपी के विपरीत, वे जोड़े में होते हैं और अल्पकालिक होते हैं, औसतन लगभग एक वर्ष; उनमें से कई पायनियर 10 की उड़ान के समय ही अस्तित्व में थे। उत्तरी भूमध्यरेखीय बेल्ट (एनईबी)- ग्रह पर सबसे सक्रिय बेल्टों में से एक। इसकी विशेषता प्रतिचक्रवात ("सफ़ेद अंडाकार") और चक्रवात ("भूरा अंडाकार") की उपस्थिति है, प्रतिचक्रवात आमतौर पर आगे उत्तर में बनते हैं; NTropZ की तरह, इनमें से अधिकांश उल्लेखनीय संरचनाएँ लंबे समय तक नहीं टिकती हैं। साउथ इक्वेटोरियल बेल्ट (एसईबी) की तरह, एनईबी कभी-कभी "गिर जाता है" और "पुनर्जन्म"। ऐसा लगभग हर 25 साल में एक बार होता है। भूमध्यरेखीय क्षेत्र (ईज़ी)- ग्रहीय वातावरण के सबसे स्थिर क्षेत्रों में से एक। ईज़ी के उत्तरी किनारों के साथ, एक प्रकार के "पंख" एनईबी से दक्षिण-पश्चिम की ओर बढ़ते हैं, और अंधेरे, गर्म (इन्फ्रारेड में) क्षेत्रों तक सीमित होते हैं जिन्हें "फेस्टून" (हॉट स्पॉट) के रूप में जाना जाता है। हालाँकि ईज़ी की दक्षिणी सीमा आमतौर पर स्थिर है, 19वीं सदी के अंत से लेकर 20वीं सदी की शुरुआत तक के अवलोकनों से पता चलता है कि तब से इसका "पैटर्न" काफी बदल गया है। ईज़ेड का रंग काफी भिन्न होता है, सफेद से लेकर गेरू या यहां तक ​​कि तांबे के लाल तक; कभी-कभी इसके अंदर एक भूमध्यरेखीय पट्टी (ईबी) प्रतिष्ठित होती है। ईज़ी में वायुमंडलीय विशेषताएं और बादल अन्य अक्षांशों के सापेक्ष लगभग 390 किमी/घंटा की गति से चलते हैं। दक्षिणी उष्णकटिबंधीय क्षेत्रशामिल दक्षिण विषुवतीय बेल्ट(एसईबी) और दक्षिणी उष्णकटिबंधीय. यह ग्रह पर अब तक का सबसे सक्रिय क्षेत्र है, और यह ग्रह पर सबसे शक्तिशाली प्रतिगामी जेट की मेजबानी भी करता है। एसईबी आमतौर पर बृहस्पति पर सबसे चौड़ी और सबसे गहरी बेल्ट है; हालाँकि, यह कभी-कभी एक क्षेत्र (एसईबीजेड) द्वारा विभाजित होता है और फिर से प्रकट होने से पहले हर 3-15 साल में गायब हो जाता है; इस घटना को "एसईबी पुनर्जागरण चक्र" के रूप में जाना जाता है। बेल्ट के गायब होने के कुछ हफ्तों या महीनों के बाद, उसके स्थान पर एक सफेद धब्बा बन जाता है, जो गहरे भूरे रंग का पदार्थ उगलता है, जो बृहस्पति की हवाओं द्वारा एक नई बेल्ट में फैल जाता है। आखिरी बार बेल्ट मई 2010 में गायब हुई थी। अन्य बातों के अलावा, एसईबी की एक पहचानने योग्य विशेषता ग्रेट रेड स्पॉट द्वारा निर्मित चक्रवातों की लंबी श्रृंखला है। एनट्रॉपज़ की तरह, STropZ- ग्रह पर सबसे अधिक दृश्यमान क्षेत्रों में से एक; न केवल इसमें बीकेपी स्थित है, बल्कि कभी-कभी आप देख भी सकते हैं दक्षिणी उष्णकटिबंधीय विक्षोभ(STropD) - ज़ोन के अंदर का क्षेत्र, जो सापेक्ष स्थिरता और स्थायित्व की विशेषता है; इसके अस्तित्व की सबसे लंबी अवधि - 1901 से 1939 तक। दक्षिण समशीतोष्ण क्षेत्र, या दक्षिणी समशीतोष्ण क्षेत्र(एसटीबी) एक अलग, अंधेरा, अत्यधिक दृश्यमान बेल्ट है, जो एनटीबी से बड़ा है। मार्च 2000 तक, इसकी सबसे उल्लेखनीय विशेषताएं लंबे समय तक जीवित रहने वाले "अंडाकार" बीसी, डीई और एफए थे, जो अब ओवल बीए ("रेड जूनियर") में विलय हो गए हैं। अंडाकार वास्तव में दक्षिण समशीतोष्ण क्षेत्र का हिस्सा थे, लेकिन उन्होंने एसटीबी तक सभी तरह से विस्तार किया, जिससे इसका आंशिक परिसीमन हुआ। एसटीबी कभी-कभी गायब हो गया है, जाहिरा तौर पर सफेद अंडाकार और बीकेपी के बीच जटिल बातचीत के कारण। दक्षिणी समशीतोष्ण क्षेत्र(एसटीजेड) - वह क्षेत्र जिसमें सफेद अंडाकार की उत्पत्ति होती है वह बहुत परिवर्तनशील होता है। बृहस्पति पर वायुमंडल के कई उल्लेखनीय क्षेत्र हैं जिन तक ज़मीन-आधारित अवलोकनों के लिए पहुँचना कठिन है। दक्षिण समशीतोष्ण क्षेत्र को एनएनटीआर की तुलना में अलग करना और भी कठिन है - बड़े भू-आधारित दूरबीनों और अंतरिक्ष यान के उपयोग के बिना इसके विवरण को देखना मुश्किल है। कई क्षेत्र और बेल्ट अस्थायी हैं और हमेशा दिखाई नहीं देते हैं, जैसे कि इक्वेटोरियल बेल्ट (ईबी), उत्तरी इक्वेटोरियल बेल्ट जोन (एनईबीजेड, एक बेल्ट के साथ सफेद क्षेत्र) और दक्षिणी इक्वेटोरियल बेल्ट जोन (एसईबीजेड)। बैंड कभी-कभी विभिन्न वायुमंडलीय गड़बड़ी से विभाजित होते हैं। जब किसी ज़ोन या बेल्ट को किसी प्रकार की गड़बड़ी से भागों में विभाजित किया जाता है, तो ज़ोन या बेल्ट के उत्तरी या दक्षिणी घटक, जैसे एनईबी (एन) और एनईबी (एस) को उजागर करने के लिए एन या एस जोड़ा जाता है। बादलों की बनावट, बेल्ट और ज़ोन के लिए विशिष्ट, कभी-कभी वायुमंडलीय गड़बड़ी (परटर्बेशन) से परेशान होती है। दक्षिणी उष्णकटिबंधीय क्षेत्र में विशेष रूप से स्थिर और लंबे समय तक रहने वाले इन विक्षोभों में से एक को "कहा जाता है" दक्षिणी उष्णकटिबंधीय विक्षोभ» (एसटीडी). अवलोकन का इतिहास एसटीडी के अस्तित्व की सबसे लंबी अवधि में से एक को चिह्नित करता है, जब 1901 से 1939 तक इसे स्पष्ट रूप से पहचाना जा सकता था। इस गड़बड़ी को सबसे पहले 28 फरवरी, 1901 को पर्सी बी. मोल्सवर्थ ने देखा था। गड़बड़ी के परिणामस्वरूप सामान्य रूप से उज्ज्वल एसटीजेड आंशिक रूप से अस्पष्ट हो गया। तब से, दक्षिण उष्णकटिबंधीय क्षेत्र में इसी तरह की कई गड़बड़ी देखी गई हैं।

बृहस्पति का वातावरण

बृहस्पति के बादलों की "रिबन संरचना" की उत्पत्ति पूरी तरह से स्पष्ट नहीं है, लेकिन इसे नियंत्रित करने वाले तंत्र पृथ्वी के हेडली सेल से मिलते जुलते हैं। सबसे सरल व्याख्या यह है कि ज़ोन वायुमंडलीय उत्थान के स्थान हैं, और बेल्ट डाउनवेलिंग की अभिव्यक्तियाँ हैं। ज़ोन में, हवा, ऊपर उठती है और अमोनिया से समृद्ध होती है, फैलती है और ठंडी होती है, जिससे ऊँचे और घने बादल बनते हैं। बेल्टों में, हवा डूब जाती है और रुद्धोष्म रूप से गर्म हो जाती है, और सफेद अमोनिया बादल वाष्पित हो जाते हैं, जिससे नीचे गहरे बादल दिखाई देते हैं। बृहस्पति पर बैंड का स्थान और चौड़ाई स्थिर है और 1980 से 2000 के दशक की अवधि में शायद ही कभी बदलाव हुआ है। परिवर्तन का एक उदाहरण उत्तरी उष्णकटिबंधीय क्षेत्रों और उत्तरी समशीतोष्ण क्षेत्रों के बीच शक्तिशाली पूर्वी जेट की गति में 23°N की मामूली कमी है। हालाँकि, समय के साथ धारियों का रंग और रंगों की तीव्रता बदल जाती है।

वायुमंडलीय गतिशीलता

1966 से, यह ज्ञात है कि बृहस्पति सूर्य से प्राप्त होने वाली गर्मी से कहीं अधिक गर्मी उत्सर्जित करता है। यह माना जाता है कि ग्रह की विकिरण शक्ति और प्राप्त सौर विकिरण के बीच का अनुपात लगभग 1.67 ± 0.09 के बराबर है। बृहस्पति का आंतरिक ताप प्रवाह 5.44 ± 0.43 W/m 2 है, जबकि कुल विकिरण शक्ति 335 ± 26 PW है। बाद वाला मूल्य सूर्य द्वारा उत्सर्जित कुल शक्ति का लगभग एक अरबवाँ हिस्सा है।
बृहस्पति से निकलने वाले ताप प्रवाह के मापन से पता चला कि ध्रुवीय और भूमध्यरेखीय क्षेत्रों, इसके दिन और रात के पक्षों के बीच व्यावहारिक रूप से कोई अंतर नहीं है। इसमें एक महत्वपूर्ण भूमिका संवहन के कारण होने वाली गर्मी की आपूर्ति द्वारा निभाई जाती है - वायुमंडल के क्षैतिज आंदोलनों में गैस का स्थानांतरण। बेल्ट और ज़ोन, भंवर और प्लम की क्रमबद्ध संरचना की पृष्ठभूमि के खिलाफ, तेज़ गैस प्रवाह देखा जाता है - 120 मीटर / सेकंड तक की गति वाली हवाएँ। यदि हम हाइड्रोजन की बड़ी ताप क्षमता को ध्यान में रखें, तो ग्रह के विभिन्न क्षेत्रों में तापमान की स्थिरता आश्चर्यजनक नहीं होगी।
बादल की परत तक गर्मी पहुंचाने वाले शक्तिशाली परिसंचरण का कारण निस्संदेह ग्रह के आंत्र से निकलने वाला गर्मी प्रवाह है। कई वैज्ञानिक पत्रों में, कोई यह पढ़ सकता है कि बृहस्पति और अन्य विशाल ग्रहों की गहराई में अतिरिक्त ऊर्जा उनके बहुत धीमी गति से संपीड़न के परिणामस्वरूप जारी होती है; इसके अलावा, गणना से पता चलता है कि इसके लिए ग्रह को प्रति वर्ष मिलीमीटर तक संपीड़ित करना पर्याप्त है। हालाँकि, बृहस्पति की संरचना के बारे में जानकारी इस परिकल्पना का समर्थन नहीं करती है।
ग्रह के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र में अंतरिक्ष यान की गति का विश्लेषण इसके आंत्र की संरचना और पदार्थ की स्थिति का न्याय करना संभव बनाता है। यानों की गति से पता चलता है कि यह एक गैस-तरल ग्रह है, जो हाइड्रोजन और हीलियम के मिश्रण से बना है और इसकी कोई ठोस सतह नहीं है। बृहस्पति की आकृति गणितीय दृष्टि से उत्तम है, जो एक तरल ग्रह ही हो सकता है। जड़ता के आयामहीन क्षण का मान बहुत कम है: 0.254। यह ग्रह के केंद्र में द्रव्यमान की उच्च सांद्रता को इंगित करता है। इसके कोर का एक महत्वपूर्ण हिस्सा तरल अवस्था में है। एक तरल कोर व्यावहारिक रूप से असम्पीडित है। ऊष्मा प्रवाह का स्रोत ग्रह के निर्माण (4.5 अरब वर्ष पहले) के दौरान निकली ऊष्मा हो सकती है, जो बृहस्पति के कोर और गोले में संग्रहीत है।
इस बात के प्रमाण हैं कि विकास के प्रारंभिक चरण में, बृहस्पति ने अंतरिक्ष में ऊर्जा की विशाल धाराएँ विकीर्ण कीं। बृहस्पति के गैलीलियन उपग्रह, जो सूर्य की तुलना में अपने ग्रह के अतुलनीय रूप से करीब स्थित हैं, को सूर्य से बुध की तुलना में प्रति इकाई क्षेत्र अधिक ऊर्जा प्राप्त होती है। इन घटनाओं के निशान गेनीमेड की सतह पर संरक्षित हैं। गणना से पता चलता है कि बृहस्पति की चरम चमक सूर्य की चमक के 1/10 तक पहुंच सकती है। बृहस्पति की किरणों में, गैनीमेड सहित आंशिक रूप से सभी उपग्रहों की सतह पर बर्फ पिघल गई। ग्रह की अवशिष्ट ऊष्मा उस सुदूर युग से संरक्षित है। और वर्तमान में, ऊष्मा का एक महत्वपूर्ण स्रोत हीलियम का ग्रह के केंद्र की ओर धीमा विसर्जन हो सकता है, जो हाइड्रोजन से सघन है।
बृहस्पति के वायुमंडल में परिसंचरण पृथ्वी पर परिसंचरण से स्पष्ट रूप से भिन्न है। बृहस्पति की सतह तरल है, कोई ठोस सतह नहीं है। इसलिए, संवहन बाहरी गैसीय आवरण के किसी भी क्षेत्र में हो सकता है। बृहस्पति के वायुमंडल की गतिशीलता का अभी तक कोई व्यापक सिद्धांत नहीं है। इस तरह के सिद्धांत को निम्नलिखित तथ्यों की व्याख्या करनी चाहिए: संकीर्ण स्थिर बैंड का अस्तित्व और भूमध्य रेखा के बारे में सममित प्रवाह, पश्चिम से पूर्व की ओर एक शक्तिशाली भूमध्यरेखीय प्रवाह (ग्रह के घूर्णन की दिशा में), जोन और बेल्ट के बीच अंतर, साथ ही ग्रेट रेड स्पॉट जैसे बड़े भंवरों की उत्पत्ति और स्थिरता।

इक्टर के पास ग्रह के गर्म क्षेत्रों में, बृहस्पति के वायुमंडल में प्रत्येक संवहन कोशिका पदार्थ को ऊपर उठाती है, जहां यह ठंडा होता है, और फिर इसे ध्रुवों के करीब फेंक देता है। और यह प्रक्रिया जारी है. जैसे ही गैसों का मिश्रण ऊपर उठता है, वे पहले संघनित होते हैं, और फिर, उच्चतर, अमोनियम हाइड्रोसल्फाइड के बादल बनते हैं। बृहस्पति के चमकीले क्षेत्रों में स्थित अमोनिया के बादल केवल उच्चतम बिंदु पर ही दिखाई देते हैं। वायुमंडल की ऊपरी परतें ग्रह के घूमने की दिशा में ही पश्चिम की ओर बढ़ रही हैं। जबकि कोरिओलिस बल अमोनिया बादलों को विपरीत दिशा में धकेलते हैं।

बृहस्पति का वातावरण

बृहस्पति के वायुमंडल में व्यावहारिक रूप से कोई मध्याह्नीय धाराएँ नहीं हैं। जोन और बेल्ट वायुमंडल में आरोही और अवरोही प्रवाह के क्षेत्र हैं, जिनकी अनुदैर्ध्य दिशा में वैश्विक सीमा होती है। भूमध्य रेखा के समानांतर ये वायुमंडलीय धाराएँ पृथ्वी की व्यापारिक हवाओं से कुछ समानता रखती हैं। इस प्राकृतिक ऊष्मा इंजन में प्रेरक शक्तियाँ ग्रह की गहराई से आने वाली ऊष्मा का प्रवाह, सूर्य से प्राप्त ऊर्जा, साथ ही ग्रह का तीव्र घूर्णन हैं। इस मामले में ज़ोन और बेल्ट की दृश्यमान सतहें अलग-अलग ऊंचाई पर होनी चाहिए। थर्मल माप से इसकी पुष्टि हुई: जोन बेल्ट की तुलना में अधिक ठंडे निकले। तापमान में अंतर से पता चलता है कि क्षेत्रों की दृश्य सतह लगभग 20 किमी ऊपर स्थित है। बीकेपी बेल्टों की तुलना में अधिक ऊंचा और कई डिग्री ठंडा निकला। इसके विपरीत, नीले धब्बे वायुमंडल की गहरी परतों से उठने वाले थर्मल विकिरण के स्रोत बन गए। ग्रह के ध्रुवीय और भूमध्यरेखीय क्षेत्रों के बीच कोई महत्वपूर्ण तापमान अंतर नहीं पाया गया। परोक्ष रूप से, यह हमें निम्नलिखित निष्कर्ष निकालने की अनुमति देता है: ग्रह की आंतरिक गर्मी सूर्य से प्राप्त ऊर्जा की तुलना में उसके वायुमंडल की गतिशीलता में अधिक महत्वपूर्ण भूमिका निभाती है। दृश्य बादलों के स्तर पर औसत तापमान 130 K के करीब है।

भू-आधारित अवलोकनों के आधार पर, खगोलविदों ने बृहस्पति के वायुमंडल में बेल्ट और क्षेत्रों को भूमध्यरेखीय, उष्णकटिबंधीय, समशीतोष्ण और ध्रुवीय में विभाजित किया है। बृहस्पति पर महत्वपूर्ण कोरिओलिस बलों की कार्रवाई के तहत क्षेत्रों में वायुमंडल की गहराई से उठने वाली गैसों का गर्म द्रव्यमान अनुदैर्ध्य दिशा में फैला हुआ है, और जोनों के विपरीत किनारे समानता के साथ एक दूसरे की ओर बढ़ते हैं। ज़ोन और बेल्ट (डाउनड्राफ्ट के क्षेत्र) की सीमाओं पर मजबूत अशांति दिखाई देती है; यहां गति की गति उच्चतम मूल्यों तक पहुंचती है, 100 मीटर/सेकेंड तक, और भूमध्यरेखीय क्षेत्र में 150 मीटर/सेकेंड तक भी। भूमध्य रेखा के उत्तर में, उत्तर की ओर निर्देशित क्षेत्रों में प्रवाह को कोरियोलिस बलों द्वारा पूर्व की ओर विक्षेपित किया जाता है, और दक्षिण की ओर निर्देशित प्रवाह को पश्चिम की ओर मोड़ दिया जाता है। दक्षिणी गोलार्ध में विचलन की दिशा उलट जाती है। पृथ्वी पर होने वाली हलचलों की यह संरचना ही व्यापारिक पवनों का निर्माण करती है। बेल्ट और जोन में बादलों की "छत" अलग-अलग ऊंचाई पर स्थित होती है। उनके रंग में अंतर छोटे गैसीय घटकों के चरण संक्रमण के तापमान और दबाव से निर्धारित होता है। प्रकाश क्षेत्र अमोनिया की उच्च सामग्री के साथ गैस के आरोही स्तंभ हैं, बेल्ट अमोनिया में कम होने वाली अवरोही धाराएं हैं। बेल्ट का चमकीला रंग संभवतः अमोनियम पॉलीसल्फाइड और कुछ अन्य रंग घटकों से जुड़ा होता है, उदाहरण के लिए, फॉस्फीन।

बृहस्पति के वायुमंडल में भंवर

प्रायोगिक डेटा इस बात की गवाही देता है कि बृहस्पति की बादल परत की गतिशीलता ग्रह के उप-बादल वातावरण में कार्यरत शक्तिशाली शक्तियों की एक बाहरी अभिव्यक्ति मात्र है। यह देखना संभव था कि 1000 किमी या उससे अधिक के व्यास वाला एक शक्तिशाली भंवर गठन, एक स्थानीय तूफान, बादलों में कैसे उठता है। ऐसी संरचनाएँ लंबे समय तक, कई वर्षों तक जीवित रहती हैं, और उनमें से सबसे बड़ी - यहाँ तक कि कई सौ वर्षों तक भी जीवित रहती हैं। उदाहरण के लिए, वायुमंडल में बढ़ती गर्म गैस के बड़े द्रव्यमान की गति के परिणामस्वरूप ऐसे भंवर बनते हैं।
परिणामी भंवर छोटे घटकों के वाष्प के साथ गैस के गर्म द्रव्यमान को बादलों की सतह पर लाता है, जो वायुमंडल में उनके परिसंचरण के सर्किट को बंद कर देता है। अमोनिया बर्फ के परिणामी क्रिस्टल, बर्फ और बूंदों के रूप में अमोनिया के घोल और यौगिक, साधारण पानी बर्फ और बर्फ धीरे-धीरे वायुमंडल में उतरते हैं और एक तापमान स्तर तक पहुंचते हैं जहां वे वाष्पित हो जाते हैं। गैस चरण में, पदार्थ फिर से बादल की परत पर लौट आता है।

बृहस्पति पर दृश्यमान सीमा और आईआर में परिवर्तन

बृहस्पति का वातावरण

बृहस्पति का वायुमंडल सैकड़ों भंवरों का घर है: गोलाकार, घूमने वाली संरचनाएं, जिन्हें पृथ्वी के वायुमंडल की तरह, दो वर्गों में विभाजित किया जा सकता है: चक्रवात और एंटीसाइक्लोन। पहला ग्रह के घूमने की दिशा में घूमता है (उत्तरी गोलार्ध में वामावर्त और दक्षिणी गोलार्ध में दक्षिणावर्त); दूसरा - विपरीत दिशा में. हालाँकि, पृथ्वी के वायुमंडल के विपरीत, बृहस्पति के वायुमंडल में, चक्रवातों पर प्रतिचक्रवात प्रबल होते हैं: जिन भंवरों का व्यास 2000 किमी से अधिक है, उनमें से 90% से अधिक प्रतिचक्रवात हैं। भंवरों का "जीवनकाल" उनके आकार के आधार पर कई दिनों से लेकर सदियों तक भिन्न होता है: उदाहरण के लिए, 1000 से 6000 किमी व्यास वाले एंटीसाइक्लोन का औसत जीवनकाल 1-3 वर्ष है। बृहस्पति के भूमध्य रेखा (10° अक्षांश के भीतर) पर कभी भी भंवर नहीं देखे गए हैं, जहां वे अस्थिर होते हैं। किसी भी तेजी से घूमने वाले ग्रह की तरह, बृहस्पति के प्रतिचक्रवात उच्च दबाव के केंद्र हैं, जबकि चक्रवात निम्न दबाव के केंद्र हैं।

बृहस्पति के प्रतिचक्रवात हमेशा उन क्षेत्रों तक सीमित होते हैं जहां भूमध्य रेखा से ध्रुवों तक हवा की गति बढ़ जाती है। वे आमतौर पर चमकीले होते हैं और सफेद अंडाकार के रूप में दिखाई देते हैं। वे देशांतर में घूम सकते हैं, लेकिन एक ही अक्षांश में बने रहते हैं, उस क्षेत्र को छोड़ने में असमर्थ होते हैं जिसने उन्हें जन्म दिया है। उनकी परिधि पर हवा की गति 100 मीटर/सेकेंड तक पहुंच सकती है। एक ही क्षेत्र में स्थित विभिन्न प्रतिचक्रवात एक-दूसरे के निकट आने पर एकजुट हो जाते हैं। हालाँकि, बृहस्पति के वातावरण में, दूसरों के विपरीत दो प्रतिचक्रवात देखे गए और देखे गए हैं - यह ग्रेट रेड स्पॉट (जीआरएस) और अंडाकार बीए है, जो 2000 में बना था। सफेद अंडाकारों के विपरीत, उनकी संरचना में लाल रंग का प्रभुत्व है - संभवतः ग्रह की गहराई से उठने वाले लाल रंग के पदार्थ के कारण। बृहस्पति पर, एंटीसाइक्लोन आमतौर पर संवहनी तूफानों सहित छोटी संरचनाओं के विलय से बनते हैं, हालांकि अस्थिर जेट से बड़े अंडाकार भी बन सकते हैं। आखिरी बार ऐसा 1938-1940 में देखा गया था, जब दक्षिणी समशीतोष्ण क्षेत्र में अस्थिरता के कारण कई सफेद अंडाकार उत्पन्न हुए थे; बाद में उनका विलय होकर ओवल बीए बन गया।
प्रतिचक्रवातों के विपरीत, जोवियन चक्रवात अनियमित आकार वाली सघन अंधेरी संरचनाएँ हैं। सबसे गहरे और सबसे नियमित चक्रवातों को भूरे अंडाकार कहा जाता है। हालाँकि, कई बड़े दीर्घकालिक चक्रवातों के अस्तित्व को बाहर नहीं किया गया है। कॉम्पैक्ट चक्रवातों के अलावा, बृहस्पति पर कई अनियमित आकार के फिलामेंटस "टुकड़े" देखे जा सकते हैं, जिनमें चक्रवाती घूर्णन देखा जाता है। उनमें से एक दक्षिणी भूमध्यरेखीय बेल्ट में बीकेपी के पश्चिम में स्थित है। इन "खंडों" को चक्रवाती क्षेत्र (सीआर) कहा जाता है। चक्रवात सदैव पेटियों में ही बनते हैं और प्रतिचक्रवात की तरह निकट आने पर विलीन हो जाते हैं।
भँवरों की गहरी संरचना पूर्णतः स्पष्ट नहीं है। ऐसा माना जाता है कि वे अपेक्षाकृत पतले हैं, क्योंकि लगभग 500 किमी से ऊपर की कोई भी मोटाई अस्थिरता को जन्म देगी। देखे गए बादलों के सापेक्ष बड़े प्रतिचक्रवात कई दसियों किलोमीटर से ऊपर नहीं उठते हैं। एक परिकल्पना से पता चलता है कि भंवर गहरे संवहन "पंख" (या "संवहन स्तंभ") हैं, लेकिन फिलहाल इसे ग्रह वैज्ञानिकों के बीच लोकप्रियता नहीं मिली है।

नीले और भूरे रंग के धब्बों जैसी भंवर संरचनाएं न केवल स्थिर बेल्ट और क्षेत्रों में देखी गईं, बल्कि बृहस्पति के ध्रुवीय क्षेत्रों में भी देखी गईं। यहां, बादल की परत की विशिष्ट उपस्थिति गहरे और हल्के भूरे और नीले धब्बों के साथ एक हल्के भूरे रंग का क्षेत्र है। यहां, उन अक्षांशों के क्षेत्र में जहां क्षेत्रीय परिसंचरण अस्थिर हो जाता है, बेल्ट और जोन मौसम संबंधी संरचनाओं जैसे "लेस कॉलर" और "प्लम्स" को रास्ता देते हैं। ग्रह के ध्रुव के निकट के क्षेत्रों को केवल अंतरिक्ष यान से ही देखा जा सकता है। धब्बों की स्पष्ट अराजकता फिर भी परिसंचरण की सामान्य नियमितता का पालन करती है, और निर्धारण की भूमिका वायुमंडल की गहराई में होने वाली हलचलों द्वारा निभाई जाती है।

कई धारणाओं को ध्यान में रखते हुए, सिद्धांतकार एक बेलनाकार मॉडल में घटनाएँ प्राप्त करने में कामयाब रहे जो बृहस्पति (और शनि) पर देखी गई चीज़ों से मिलती जुलती हैं। ग्रह की संरचना नेस्टेड सिलेंडरों की एक प्रणाली है, जिसकी धुरी ध्रुवीय धुरी है। सिलेंडर पूरे ग्रह से गुजरते हैं और 40°N पर सतह पर आते हैं। श्री। और 40°S पर श्री। हम जो देखते हैं वह इन सिलेंडरों के खंड अलग-अलग गति से घूम रहे हैं। यदि आप भूमध्य रेखा से गिनती करें, तो सिलेंडर ग्रह की आधी त्रिज्या में गहराई तक प्रवेश करते हैं। धब्बे या अंडाकार भी सिलेंडरों के बीच स्थित स्तंभों के माध्यम से होते हैं। वैसे, कुछ पर्यवेक्षकों का कहना है कि उत्तरी गोलार्ध में समान अक्षांश पर सममित रूप से, समान आकार का, लेकिन कम स्पष्ट स्थान, कभी-कभी देखा जाता है।

बच्चों के नीले धब्बे बादलों की परत में टूट-फूट के माध्यम से देखे जा सकते हैं। हालाँकि, विराम अक्सर धब्बों से असंबंधित होते हैं और निचली बादल परतें उनके माध्यम से दिखाई देती हैं। उत्तरी भूमध्यरेखीय बेल्ट की सीमा पर समान विरामों की एक श्रृंखला देखी गई। अंतराल काफी लंबे समय से, कई वर्षों से मौजूद हैं। इन स्थानों से बढ़ा हुआ ताप प्रवाह इस बात की गवाही देता है कि ये टूट रहे हैं। गहराई के साथ तापमान तेजी से बढ़ता है। पहले से ही 2 बार के दबाव स्तर पर, यह लगभग 210 K है। और बड़ी गहराई से आने वाला रेडियो उत्सर्जन उच्च तापमान का संकेत देता है। गणना के अनुसार, 300 किमी की गहराई पर, बृहस्पति का वातावरण उसकी सतह के पास शुक्र के वातावरण (लगभग 730 K) जितना गर्म है।

बृहस्पति पर तूफ़ान

बृहस्पति के वायुमंडल में बिजली चमकना भी दर्ज किया गया है। वॉयजर्स की तस्वीरों से पता चला है कि बृहस्पति की रात की तरफ भारी मात्रा में प्रकाश की चमक होती है - 1000 किमी या उससे अधिक तक। ये सुपर-लाइटनिंग हैं, जिनमें ऊर्जा स्थलीय की तुलना में बहुत अधिक है। हालाँकि, यह पता चला कि बृहस्पति की बिजली पृथ्वी की तुलना में कम है। दिलचस्प बात यह है कि शुक्र पर तूफान की खोज के 3 महीने बाद बृहस्पति की बिजली का पता चला था।
बृहस्पति पर तूफ़ान पृथ्वी पर आने वाले तूफ़ानों के समान हैं। वे स्वयं को लगभग 1000 किमी आकार के चमकीले और विशाल बादलों के रूप में प्रकट करते हैं, जो समय-समय पर बेल्ट के चक्रवाती क्षेत्रों में दिखाई देते हैं, विशेष रूप से मजबूत पश्चिमी निर्देशित जेट के भीतर। भंवरों के विपरीत, तूफान अल्पकालिक घटनाएं हैं, उनमें से सबसे शक्तिशाली कई महीनों तक रह सकते हैं, जबकि अस्तित्व की औसत अवधि 3-4 दिन है। ऐसा माना जाता है कि वे बृहस्पति क्षोभमंडल की परतों में गीले संवहन का परिणाम हैं। वास्तव में, तूफ़ान "संवहन स्तंभ" (पंख) हैं जो नम वायु द्रव्यमान को गहराई से ऊपर और ऊपर उठाते हैं जब तक कि वे बादलों में संघनित न हो जाएं। जोवियन थंडरक्लाउड की सामान्य ऊंचाई 100 किमी है, जिसका अर्थ है कि वे लगभग 5-7 बार के दबाव स्तर तक विस्तारित होते हैं, जबकि काल्पनिक जल बादल 0.2-0.5 बार के दबाव स्तर पर शुरू होते हैं।

निस्संदेह, बृहस्पति पर तूफान बिजली के बिना पूरे नहीं होते। गैलीलियो और कैसिनी अंतरिक्ष यान द्वारा प्राप्त बृहस्पति के रात्रि पक्ष की छवियां बृहस्पति बेल्ट में और पश्चिम की ओर जेट के पास, मुख्य रूप से 51°N, 56°S और 14°S के अक्षांशों पर प्रकाश की नियमित चमक को अलग करना संभव बनाती हैं। बृहस्पति पर बिजली के हमले आम तौर पर पृथ्वी की तुलना में अधिक शक्तिशाली होते हैं। हालाँकि, वे बहुत कम बार घटित होते हैं, और वे अपनी चमक से पृथ्वी की चमक के समान ही प्रकाश उत्पन्न करते हैं। बृहस्पति के ध्रुवीय क्षेत्रों में बिजली की कई चमकें दर्ज की गई हैं, जिससे बृहस्पति पृथ्वी के बाद ध्रुवीय बिजली देखने वाला दूसरा ग्रह बन गया है।
प्रत्येक 15-17 वर्षों में, बृहस्पति पर तूफान गतिविधि की एक विशेष रूप से शक्तिशाली अवधि शुरू होती है। यह मुख्य रूप से 23 डिग्री सेल्सियस के अक्षांश पर प्रकट होता है, जहां सबसे मजबूत पूर्व की ओर जेट स्थित है। आखिरी बार ऐसा जून 2007 में हुआ था. यह दिलचस्प है कि उत्तरी समशीतोष्ण क्षेत्र में 55° देशांतर पर अलग-अलग स्थित दो तूफानों का बेल्ट पर महत्वपूर्ण प्रभाव पड़ा। आँधी तूफान से उत्पन्न गहरे रंग का पदार्थ पेटी के बादलों के साथ मिलकर अपना रंग बदल लेता है। तूफ़ान लगभग 170 मीटर/सेकंड की गति से चले, यहाँ तक कि जेट से भी थोड़ा तेज़, जो अप्रत्यक्ष रूप से वायुमंडल की गहरी परतों में और भी तेज़ हवाओं के अस्तित्व का संकेत देता है।

जब बृहस्पति के वायुमंडल का दबाव पृथ्वी के वायुमंडल के दबाव तक पहुंच जाएगा, तो हम रुकेंगे और चारों ओर देखेंगे। ऊपर आप सामान्य नीला आकाश, संघनित अमोनिया के घने सफेद बादल चारों ओर घूमते हुए देख सकते हैं। इसके अलावा, बाहर ठंढ है: - 100 डिग्री सेल्सियस। जोवियन बादलों के हिस्से का लाल रंग इंगित करता है कि कई जटिल रासायनिक यौगिक हैं। वायुमंडल में विभिन्न प्रकार की रासायनिक प्रतिक्रियाएं सौर पराबैंगनी विकिरण, शक्तिशाली बिजली निर्वहन (बृहस्पति पर एक तूफान एक प्रभावशाली दृश्य होना चाहिए!) द्वारा शुरू की जाती हैं, जिसकी शक्ति पृथ्वी की तुलना में परिमाण के तीन क्रम अधिक है, साथ ही औरोरस, साथ ही ग्रह के आंत्र से आने वाली गर्मी भी है।

बृहस्पति के वायुमंडल में हाइड्रोजन (परमाणुओं की संख्या के अनुसार 81% और द्रव्यमान के अनुसार 75%) और हीलियम (परमाणुओं की संख्या के अनुसार 18% और द्रव्यमान के अनुसार 24%) शामिल हैं। अन्य पदार्थों की हिस्सेदारी 1% से अधिक नहीं है। वायुमंडल में मीथेन, जलवाष्प, अमोनिया है; इसमें कार्बनिक यौगिकों, ईथेन, हाइड्रोजन सल्फाइड, नियॉन, ऑक्सीजन, फॉस्फीन, सल्फर के निशान भी हैं। वायुमंडल की बाहरी परतों में जमे हुए अमोनिया के क्रिस्टल होते हैं। इस रासायनिक "दलिया" से वायुमंडल की नारंगी रंग की भूमिका के लिए मुख्य दावेदारों को चुनना मुश्किल है: यह फॉस्फोरस, सल्फर या कार्बनिक यौगिक हो सकते हैं।

बादलों की अगली परत -10 डिग्री सेल्सियस के तापमान पर अमोनियम हाइड्रोसल्फाइड के लाल-भूरे क्रिस्टल से बनी होती है।

जल वाष्प और पानी के क्रिस्टल 20 डिग्री सेल्सियस के तापमान और कई वायुमंडलों के दबाव पर बादलों की एक निचली परत बनाते हैं - लगभग बृहस्पति के महासागर की सतह के ऊपर। (हालांकि कुछ मॉडल बादलों की चौथी परत की उपस्थिति की अनुमति देते हैं - तरल अमोनिया से।)

वायुमंडलीय परत की मोटाई, जिसमें ये सभी अद्भुत बादल संरचनाएँ उत्पन्न होती हैं, 1000 किमी है। भूमध्य रेखा के समानांतर गहरी धारियाँ और प्रकाश क्षेत्र विभिन्न दिशाओं के वायुमंडलीय धाराओं के अनुरूप हैं (कुछ ग्रह के घूर्णन से पीछे हैं, अन्य इसके आगे हैं)। इन धाराओं की गति 100 मीटर/सेकण्ड तक होती है।

बहुदिशात्मक धाराओं की सीमा पर विशाल भंवर बनते हैं। ग्रेट रेड स्पॉट विशेष रूप से प्रभावशाली है - एक विशाल वायुमंडलीय भंवर। यह ज्ञात नहीं है कि यह कब उत्पन्न हुआ, लेकिन इसे 300 वर्षों से दूरबीनों में देखा जा रहा है।

हाल के अध्ययनों से पता चलता है कि कोई ग्रह सूर्य से जितना दूर होता है, उसका वातावरण उतना ही कम अशांत होता है, पड़ोसी क्षेत्रों के बीच गर्मी का आदान-प्रदान उतना ही कम होता है और ऊर्जा का क्षय भी उतना ही कम होता है। बड़े ग्रहों के वातावरण में, भौतिक प्रक्रियाएं ऐसी होती हैं कि अलग-अलग छोटे क्षेत्रों से ऊर्जा बड़े क्षेत्रों में स्थानांतरित हो जाती है और फिर वैश्विक वायु संरचनाओं - आंचलिक प्रवाह में जमा हो जाती है। ये धाराएँ बादलों की पेटियाँ हैं जिन्हें छोटी दूरबीन से भी देखा जा सकता है। पड़ोसी धाराएँ विपरीत दिशाओं में चलती हैं। रासायनिक संरचना के आधार पर उनका रंग थोड़ा भिन्न हो सकता है। रंगीन बादल बृहस्पति की सबसे ऊंची परतों में पाए जाते हैं (उनकी गहराई ग्रह की त्रिज्या का लगभग 0.1-0.3% है)। उनके रंग की उत्पत्ति एक रहस्य बनी हुई है, हालांकि, जाहिरा तौर पर, यह तर्क दिया जा सकता है कि यह वायुमंडल के सूक्ष्म घटकों से जुड़ा है और इसमें होने वाली जटिल रासायनिक प्रक्रियाओं को इंगित करता है।

बड़ा लाल धब्बा

बृहस्पति ग्रह अंतरिक्ष उपग्रह

ग्रेट रेड स्पॉट (जीआरएस) बृहस्पति पर एक वायुमंडलीय संरचना है, जो ग्रह की डिस्क पर सबसे अधिक ध्यान देने योग्य विशेषता है, जो लगभग 350 वर्षों से देखी गई है। बीकेपी की खोज 1665 में जियोवानी कैसिनी ने की थी। रॉबर्ट हुक के 1664 नोट्स में उल्लिखित एक विवरण को बीकेपी के रूप में भी पहचाना जा सकता है। वोयाजर्स से पहले, कई खगोलविदों का मानना ​​था कि सूर्य का धब्बा ठोस था।

बीकेपी एक विशाल एंटीसाइक्लोन तूफान है, जो 24-40 हजार किमी लंबा और 12-14 हजार किमी चौड़ा (पृथ्वी से काफी बड़ा) है। धब्बे का आकार लगातार बदल रहा है, सामान्य प्रवृत्ति घटने की है; 100 साल पहले, बीकेपी लगभग 2 गुना बड़ा था। इसकी लंबाई में पृथ्वी के आकार के 3 ग्रह समा सकते हैं।

यह स्थान लगभग 22° दक्षिणी अक्षांश पर स्थित है और ग्रह के भूमध्य रेखा के समानांतर चलता है। इसके अलावा, बीकेपी में गैस लगभग 6 पृथ्वी दिनों की घूर्णन अवधि के साथ वामावर्त घूमती है। घटनास्थल के अंदर हवा की गति 500 ​​किमी/घंटा से अधिक है।

बीकेपी बादलों की ऊपरी परत आसपास के बादलों के ऊपरी किनारे से लगभग 8 किमी ऊपर स्थित है। घटनास्थल का तापमान आसपास के क्षेत्रों की तुलना में थोड़ा कम है।

बीकेपी के लाल रंग को अभी तक कोई स्पष्ट व्याख्या नहीं मिली है। संभवतः दाग को यह रंग फॉस्फोरस सहित रासायनिक यौगिकों द्वारा दिया गया है। बीकेपी के अलावा, बृहस्पति पर अन्य "तूफान स्पॉट" भी हैं जो आकार में छोटे हैं। वे सफेद, भूरे और लाल हो सकते हैं और दशकों (शायद अधिक समय तक) तक टिके रह सकते हैं। बृहस्पति के वायुमंडल में धब्बे दक्षिणी और उत्तरी दोनों गोलार्धों में दर्ज किए गए हैं, लेकिन किसी कारण से, लंबे समय से मौजूद स्थिर धब्बे केवल दक्षिणी गोलार्ध में ही मौजूद हैं। बृहस्पति के वायुमंडल की धाराओं की गति में अंतर के कारण कभी-कभी तूफानों की टक्कर होती रहती है।