Книга: Солнечная система (Астрономия и астрофизика)

Облачный покров и прилегающие слои атмосферы

Результаты измерений яркостной температуры Юпитера зависят от длины волны: в некоторых спектральных интервалах атмосфера более прозрачна; в этих «окнах» удается наблюдать излучение относительно глубоких и теплых слоев тропосферы. В других диапазонах поглощение очень велико и тепловое излучение приходит от более высоких и холодных слоев стратосферы. В среднем на том уровне, где расположена видимая поверхность облаков, температура составляет 150 К, а давление немного ниже, чем у поверхности Земли, — 0,5 бар. На уровне 0,1 бар, где расположена тропопауза, температура падает до 100—120 К, это минимальная температура на Юпитере. Выше температура снова растет и на высоте около 90 км. над облаками достигает 140—160 К. Еще выше, до уровня давления 10^—6 мбар, температура остается почти постоянной, около 180 К. Благодаря поглощению коротковолнового излучения Солнца средняя температура протонов и электронов на высотах 600—3000 км. составляет 850—1000 К. Здесь находится обширная ионосфера планеты, которая простирается в высоту на 3 тыс. км. Наибольшая концентрация электронов, примерно 10⁵ в 1 см³, приходится на высоту 1000 км.

В отличие от облаков Земли, состоящих только из воды, облака Юпитера содержат различные соединения по меньшей мере шести элементов — водорода, углерода, азота, кислорода, серы и фосфора. Их состав определяется давлением, температурой, освещенностью и движениями атмосферы. Давно известно, что в атмосфере Юпитера присутствуют аммиак (NH₃) и метан (CH₄), молекулы которых содержат много водорода. Но аммиак, метан, водяной пар, гидросульфид аммония (NH₃H₂S) — все это малые составляющие доступной изучению части атмосферы Юпитера. Отметим, что присущие Юпитеру сильные полосы паров аммиака едва заметны у Сатурна, а Уран и Нептун не имеют их вовсе, так как весь аммиак замораживается глубоко под их облачными слоями. Зато полосы метана у этих планет становятся весьма широкими и занимают значительную часть спектра в красно-голубой его части, что и придает этим планетам сине-зеленую окраску.

На уровне облаков Юпитера содержание водяного пара составляет 1,5?10^—3, метана 8,3?10^—3, гидросульфида аммония в газовой фазе 2,8?10^—5, аммиака 1,7?10^—4. При этом содержание аммиака переменно и зависит от высоты. Именно он образует видимый облачный покров; температура его конденсации зависит от давления и составляет 130—200 К, что в среднем совпадает с тем, что наблюдается на уровне облаков. При температуре 165 К давление аммиака над кристалликами аммиачного льда составляет 1,9 мбар, и возрастает вдвое при 170 К. Для конденсации метана при тех же давлениях нужна значительно более низкая температура, 79 К. Поэтому метан в атмосфере Юпитера в твердую фазу, по-видимому, не конденсируется.

В облаках наряду с кристаллами должны присутствовать капли жидкого аммиака. Цвет облаков с такой смесью белый с легким желтоватым оттенком, характерным для зон. Однако для объяснения красно-коричневых оттенков поясов необходим какой-то другой окрашивающий агент. По-видимому, некоторые цветные оттенки поясам придает фосфин (РН₃) — газообразное соединение фосфора с водородом, содержание которого около 6?10^—7. При температурах от 290 до 600 К оно распадается с выделением красного фосфора. И наоборот, при низкой температуре фосфор снова соединяется с водородом. Окраска облаков может быть связана также с водородными и аммонийными полисульфидами и серой. В списке газов, присутствующих в атмосфере Юпитера, значатся также этан, ацетилен, незначительное количество синильной кислоты (HCN), окись углерода и углекислый газ. Присутствие последнего в атмосфере Юпитера объяснить трудно, так как двуокись углерода разрушается в водородной атмосфере.

Следует помнить, что видимая поверхность облаков представляет тонкий слой, всего несколько десятков километров. Под облаками из кристаллического аммония находятся другие слои: из сернистокислого аммония, водного раствора аммиака, из кристалликов водного льда, наконец — из капель воды.