木星大氣層

         

木星大氣層

[1]搜狗 的圖片

木星大氣層是太陽系內最大的行星大氣層 ，主要由和太陽的比例大致相同的氫分子和氦構成，其他的化學成分，包括甲烷、氨、硫化氫和水只有很少的數量。水被認為存在於大氣層的深處，所以被觀測到的數值偏低。氧、氮、硫和惰性氣體的豐度大約是太陽的三倍。

目錄

氣層簡介

木星的大氣層缺乏一個很明顯的低層界限，並且逐漸轉變成為行星內部的流體。從最低處到最高處，大氣的層次為對流層、平流層、增溫層和散逸層，各層有各自的溫度梯度特徵。最底層的對流層有複雜的雲霧組成的系統，並且呈現朦朧狀，包括數層的氨、硫化氫氨和水。上層的氨雲是可見的木星表面，組織成12道平行於赤道的帶狀雲，並且被稱為噴射氣流的強大帶狀氣流（風）分隔着。這些交替的雲氣有着不同顏色：暗的雲氣稱為帶（belt），而亮的雲氣稱為區（zone）。區的溫度比帶低，是上升的氣流，而帶是下降的氣體。較淺顏色的區被認為是由氨冰形成的，但形成顏色較深的帶的物質則尚未確知。這些帶狀結構和噴流的起源也還未被了解，不過已存在兩種解釋的模型。淺灘模型（shallow model） 認為它們是覆蓋在穩定的內部結構上的表面現象。深層模型（deep model）認為帶和噴流是被組織成一定數量的圓柱體，是深入至深層木星地函的氫分子循環顯示在木星的表面 。 木星的大氣層顯示廣泛的活動現象，包括不穩定的帶狀物、旋渦（氣旋和反氣旋）、風暴和閃電。旋渦自身會呈現巨大的紅色、白色或棕色的斑點（長圓形），最大的兩個斑點是大紅斑（GRS）和也是紅色的BA橢圓。這兩個和許多其他的大斑點都是反氣旋，較小的反氣旋傾向於白色，旋渦被認為深度不會超過數百公里，相對來說是較淺的結構。位於南半球的大紅斑，是太陽系中已知最大的旋渦，它可以容下數個地球，並且已經至少存在了300年。BA橢圓在大紅斑的南邊，大小是大紅斑的三分之一，是在2000年由3個白色的橢圓合併形成的紅斑。

木星有威力強大、經常伴着閃電的風暴。風暴是潮濕的大氣對流造成水的蒸發和結露造成的結果。他們是強大上升氣流的啟動源，形成明亮和濃厚的雲層。風暴主要形成在帶的區域。木星上有少數的閃電遠比地球的更具威力，但是平均的活動水平只是可以和地球上的不相上下

垂直構造

參考了地球大氣層的結構，隨着高度的增加，木星的大氣層被分為四個層次：對流層、平流層、增溫層和散逸層。不同於地球的大氣層，木星欠缺中氣層。木星沒有固體的表面，大氣最底層的對流層，平穩的轉換進入行星的流體內部。這是溫度和壓力在氫和氦的臨界點之上造成的結果，意味着氣體和液體的相位之間沒有明確的界限存在。

由於大氣層的底層界限無法確定，一般將壓力為10巴之處，視為對流層的最低處，約位於壓力為1巴之下約90公里處，溫度大約是340K。在科學文獻中，將大氣壓力為1巴之處做為高度為0的木星"表面" [2]。如同地球一樣，大氣層的最高處，外逸層的頂端，也沒有明確的界限。密度梯度逐漸降低，直到平穩的轉入星際物質之中，這大約是在"表面"上5000公里的高度。

木星大氣層的垂直溫度變化與地球大氣層相似，對流層的溫度隨着高度降低，直到抵達對流層頂溫度也到達最低值，對流層頂是對流層和平流層的交界處。在木星，對流層頂大約在可見的雲層（或1大氣壓之處）之上50公里，該處的氣壓是0.1巴，溫度110K。在平流層，當轉折至增溫層時溫度已上升至約200K，高度大約是320公里，壓力為1微巴。在增溫層，溫度繼續上升，大約在1,000公里高處溫度高達1000K，該處的壓力大約為1納巴。

木星的對流層有一個複雜的雲繫結構。可見的雲層，位於氣壓在0.7–1.0巴，是氨冰構成的，在氨冰雲之下，是硫化氫氨或硫化氨構成的雲（壓力介於1.5–3巴），還有水（3–7巴）也可能存在。因為溫度太高，該處沒有甲烷構成的雲，水汽構成的雲是最密集的，並且對大氣動力學有最強的影響。這是水相對於氨和氫化硫，比較之下有較高的凝結熱和水的高豐度結果（氧氣是比氮和硫更為豐富的化學元素）。霧層主要位於對流層（0.2巴）和平流層（10毫巴）之間的主雲層之上，後者被認為是由濃縮的重多環芳香烴或聯氨組成的，並是甲烷受到太陽紫外線輻射（UV）影響出現在同溫層的上層。甲烷的豐度相對於氫分子大約是10，同時其它的碳氫化合物的豐度，像乙烷和以炔，相對於氫分子大約是10.。

木星的熱成層位於壓力低於1微巴之處，能展現氣輝現象、極區的極光和X射線的輻射。在它的內部還有數層電子和離子數量增高的電離層。熱成層內盛行的高溫（800–1000K）迄今還未能完全解釋；而現有模型預測的溫度不會超過400K。它們也許是吸收了高能的太陽輻射（UV或X射線）造成的，通過陷入木星磁層的帶電粒子加熱，或是消耗引力波孳生的散逸。愛因斯坦衛星在1983年觀測到熱成層和外逸層在極區和低緯度輻射出X射線[24]。來自磁層的高能粒子創造出環繞着極軸的明亮橢圓形極光。不同於地球的極光只出現在發生磁暴的時期，木星大氣層中的極光是永久的點。熱成層是在地球之外最早被發現有三氫正離子（H3）的地方。這種離子在強烈的中紅外線(波長在3和5μm之間)輻射下生成，並且是熱成層致冷的主要機制。

化學成分

木星大氣層的成分整體上與行星相似，因為伽利略號的大氣探針在1995年12月7日曾深入木星的大氣層內，因此是氣體巨星中被了解得最多的。其他關於木星大氣成份的資料來源還有紅外線太空天文台（ISO）、伽利略和卡西尼軌道船，以及地基的天文台。

木星的大氣中最主要的兩種成分是氫分子（H2）和氦。氦氣的豐度相對於氫分子的摩爾數是 0.157 ± 0.0036，而在質量上的分率是0.234 ± 0.005，略低於太陽系原始的比值。豐度較低的原因還沒有完全的了解，但氫的比率稍高，可能是有些氦凝聚進入了木星的核心。大氣層中也包含了幾種簡單的化合物，像是水、甲烷 （CH4）、硫化氫（H2S）、氨（NH3）和磷化氫（PH3）， 它們在對流層深處（低於10巴）的豐度暗示在木星的大氣有豐富的碳、氮、硫還可能有氧。與太陽的數值相比，比率為2–4倍；惰性氣體氬、氪和氙的豐度看上去比太陽豐富（參見表），氖是缺乏的，其它的化合物，像是砷（AsH3）和甲鍺烷（GeH4）的量僅是可以被檢測出來。木星大氣層的上部包含少量簡單的碳氫化合物，例如乙烷、乙炔和聯乙炔（丁二炔），這些都是甲烷受到來自太陽的紫外線照射和木星磁層的帶電粒子影響產生的。當前存在於大氣層上部的二氧化碳、一氧化碳和水則被認為是彗星撞擊所帶來的，像是SL-9。水不可能來自對流層，因為對流層頂的寒冷像一個冷凝管，有效的防止了水從對流層上升至平流層（參考上段的垂直構造）。

研究進展

風力機器人勘測

美國宇航局工程師正在研製「風力機器人」，這些機器人能夠飄浮在木星大氣層，從風力中獲得能量，驅動機器人完成勘測任務。工程師們正在設計「風力機器人」，它們能夠長時間停留在木星大氣層。美國宇航局希望一款新類型機器人勘測分析木星和土星大氣層，這種氣態巨行星沒有固體表面，飛行器無法實現着陸。未來風力機器人將在激流大氣層中穿梭飛行，從風力中獲得能量穿過木星大氣層。美國宇航局噴氣推進實驗室項目負責人艾德里安·斯托伊卡博士負責研製風力機器人，他說：「它如同一顆蒲公英種子，能夠飄浮在空中，風力機器人下降時能夠旋轉，從而形成一種浮力，允許它在空中飛行很長時間。」斯托伊卡指出，木星激流大氣層將為風力機器人提供動力，就像運動手錶一樣。目前，研究小組計劃建造一個機器人模型，測試它在木星大氣層環境中的承受能力。他們認為，風力機器人可用於研究地球的惡劣氣候現象

人工模擬

作為太陽系內最大的行星，木星很可能是首顆環繞太陽的氣體灰塵行星，關於它過去歷史的重要信息將是揭曉包括地球在內其它系內行星早期歷史和結構形成的關鍵線索。但是木星卻緊緊保守着大氣層的秘密，木星輻射帶阻擋了提供低大氣層詳細狀況的低頻射電波，此次朱諾航天器將繞道避開輻射帶克服觀測上的障礙。當朱諾航天器抵達木星，它的微波探測儀(MWR)將深度研究行星大氣層，其6個波段微波將穿透木星大氣層(5000公里以上的厚度)。

這將使航天器探測返回關於不同高度大氣層的詳細信息。但是沒有對比參照，即使朱諾航天器勘測到大氣層的信息，也無法進行破譯解釋。目前，科學家對木星大氣層進行了模擬，模擬實驗主要使用的是一個加壓爐，爐內氣體處於特定的溫度和壓力下，科學家能夠測量朱諾航天器預計記錄木星的不同狀況信息。美國喬治亞理工學院的保羅·斯特費斯(PaulSteffes)說：「在這個模擬器中，我們可以混合不同『處方』成份來模擬木星大氣層。」斯特費斯和同事模擬了5000多種不同氣體，通過改變溫度和壓力使其更接近於木星大氣層中可能發現的氣體。每一種潛在信息將備案記錄下來，當朱諾航天器開始傳送木星大氣雲層的詳細資料時，科學家將把模擬狀況信息與航天器觀測數據進行匹配，從而鑑別木星不同區域的大氣組成成份。這項模擬實驗已幫助科學家鑑別出其它行星的大氣層。斯特費斯說：「我們的研究結果已用於解釋卡西尼探測器對土星的射電觀測信息，甚至包括更早期航天器儀器的觀測數據，比如：對天王星和海王星進行觀測的『旅行者號』星際探測器