02-05-2024
Атмосфе́ра Юпи́тера — крупнейшая планетная атмосфера в Солнечной системе. Преимущественно состоит из молекул водорода и гелия в пропорциях, близких к тем, что имеют место на Солнце; другие элементы присутствуют в небольших количествах, в их числе есть следующие химические соединения: метан, аммиак, сероводород и вода. Вода, как считается, находится в нижних слоях атмосферы, её непосредственно измеренная концентрация очень мала. Распространённость углерода, азота, серы и инертных газов превышают показатели Солнца примерно в три раза.[1]
Атмосфера Юпитера настолько непрозрачна, что её нижние слои не видны. Чёткой нижней границы у атмосферы нет, она плавно переходит в океан из жидкого водорода.[2] Различают следующие слои атмосферы (снизу вверх): тропосфера, стратосфера, термосфера и экзосфера. Каждый слой имеет свой характерный температурный градиент.[3] Самый нижний слой, тропосфера, содержит сложную систему из облаков и туманов, включая слои аммиака, гидросульфида аммония и воды.[4] Верхние аммиачные облака, наблюдаемые на «поверхности» Юпитера, организованы в многочисленные полосы, параллельные экватору, и ограниченные сильными зональными атмосферными потоками (ветрами), известными как «джеты» или «струи». Полосы имеют различную окраску: более тёмные полосы принято называть «поясами», а светлые — «зонами». Зоны, области атмосферного аппвелинга (восходящие атмосферные потоки) более холодны, чем пояса (области нисходящих атмосферных потоков).[5] Предполагают, что своей более светлой окраской зоны обязаны аммиачному льду; но нельзя с уверенностью судить о том, что придаёт поясам более тёмный оттенок.[5] Происхождение структуры из полос и джетов также достоверно неизвестно, предложено две модели этой структуры. В поверхностной модели предполагается, что это — поверхностные явления над стабильными внутренними областями. В глубинной модели предполагается, что полосы и джеты — поверхностные проявления глубинной циркуляции, протекающей в юпитерианской мантии, которая состоит из молекулярного водорода и организована в виде системы цилиндров.[6]
В атмосфере Юпитера происходят разнообразные активные явления, такие как нестабильность полос, вихри (циклоны и антициклоны), бури и молнии.[7] Вихри выглядят как крупные красные, белые и коричневые пятна (овалы). Два крупнейших пятна — Большое красное пятно (БКП)[8], и овал BA[9] — имеют красноватый оттенок. Эти два и большинство других крупных пятен являются антициклонами. Маленькие антициклоны обычно бывают белыми. Предполагается, что вихри являются относительно неглубокими структурами, глубины которых не превышают нескольких сотен километров. Расположенное в южном полушарии БКП — крупнейший из известных в Солнечной системе вихрей. В пределах этого вихря могло бы разместиться несколько планет размером с Землю, и он существует уже по крайней мере 300 лет. Овал BA, который находится южнее БКП и в три раза меньше последнего, представляет собой красное пятно, сформировавшееся в 2000 году при слиянии трёх белых овалов.[6]
На Юпитере постоянно бушуют сильные бури, всегда сопровождаемые грозами. Буря — результат влажной конвекции в атмосфере, связанной с испарением и конденсацией воды. Это участки сильного восходящего движения воздуха, которое приводит к формированию ярких[прояснить] и плотных облаков. Бури формируются главным образом в областях поясов.. Разряды молний на Юпитере гораздо сильнее, чем на Земле, однако их меньше, поэтому средний уровень грозовой активности близок к земному.[10]
Содержание |
Атмосфера Юпитера делится на 4 уровня (приведены в порядке увеличения высоты): тропосфера, стратосфера, термосфера и экзосфера. В отличие от атмосферы Земли, атмосфера Юпитера не имеет мезосферы.[11] На Юпитере нет твёрдой поверхности, и самый нижний уровень атмосферы, тропосфера, плавно переходит в аммиачный океан мантии.[2] Это результат того, что температура и давление на этом уровне много выше критических точек для водорода и гелия, поэтому там не наблюдается острых границ между жидкостью и газом. Водород — становится надкритической жидкостью примерно при давлении в 12 бар[2]
Так как нижняя граница атмосферы не известна точно, уровень давления в 10 бар, на 90 км ниже давления в 1 бар, с температурой около 340 К, считается основанием тропосферы.[3] В научной литературе уровень давления в 1 бар обычно выбирается как нулевая точка для высот «поверхности» Юпитера.[2] Как и на Земле, у верхнего уровня атмосферы, экзосферы, нет чётко определённой границы.[12] Плотность её постепенно уменьшается, и экзосфера плавно переходит в межпланетное пространство приблизительно в 5 000 км от «поверхности».[13]
Вертикальные вариации температур в юпитерианской атмосфере схожи с земными. Температура тропосферы уменьшается с высотой, пока не достигает минимума, называемого тропопаузой[14], которая представляет собой границу между тропосферой и стратосферой. На Юпитере тропопауза приблизительно на 50 км выше видимых облаков (или уровня в 1 бар), где давление и температура близки к 0,1 бар и 110 К.[3][15] В стратосфере температура повышается до приблизительно 200 К при переходе в термосферу и при высоте и давлении в около 320 км и 1 микробар.[3] В термосфере температура продолжает повышаться, в конечном счёте достигая 1000 К приблизительно на высоте в 1000 км и при давлении в 1 нанобар.[16]
Сложная структура облаков характерна для тропосферы Юпитера[4]. Верхние облака, расположенные на уровне давления 0,6—0,9 бар, состоят из аммиачного льда.[17] Ниже облаков из аммиачного льда, как считается, находятся облака, состоящие из гидросульфида аммония или сульфида аммония (между 1—2 бар) и воды (3—7 бар), которая, как считается, есть там в наличии.[18][19] Это точно не облака из метана, поскольку температура там слишком высока для его конденсации.[4] Водяные облака формируют самый плотный слой облаков и оказывают сильное влияние на динамику атмосферы. Это результат высокой конденсационной теплоты воды и её более высокого содержания в атмосфере по сравнению с аммиаком и сероводородом (кислород более часто встречающийся химический элемент, чем азот или сера).[11] Различные тропосферные (200—500 миллибар) и стратосферные (10-100 миллибар) слои тумана расположены выше основного слоя облаков.[18][20] Последние состоят из конденсировавшихся тяжёлых полициклических ароматических углеводородов или гидразина, который образуется в стратосфере (1—100 микробар) под влиянием солнечного ультрафиолетового излучения на метан.[4] Обилие метана относительно молекулярного водорода в стратосфере 10−4,[13] тогда как отношение других углеводородов, например, этана и ацетилена, к молекулярному водороду — около 10−6.[13]
Термосфера Юпитера расположена на уровне давления ниже 1 микробар и ей свойственны такие явления, как свечение атмосферы, полярное сияние и рентгеновское излучение[21]. В пределах этого уровня атмосферы увеличение плотности электронов и ионов формируют ионосферу[13]. Причины преобладания в атмосфере высоких температур (800—1000 К) полностью не объяснены[16]; текущие модели не предусматривают температуру выше 400 K.[13] Это может быть следствием адсорбции высоко-энергетической солнечной радиации (ультрафиолетовой или рентгеновской), нагреванием заряженных частиц от ускорения в магнитосфере Юпитера, или направленным вверх рассеиванием волн гравитации[22]. В низких широтах и полюсах термосфера и экзосфера являются источниками рентгеновского излучения, что впервые наблюдалось ещё Обсерваторией Эйнштейна в 1983 г.[23] Энергетические частицы из магнитосферы Юпитера являются причиной ярких авроральных овалов, которые окружают полюса. В отличие от земных аналогов, которые появляются лишь во время магнитных штормов, полярные сияния в атмосфере Юпитера наблюдаются постоянно.[23] Термосфера Юпитера — единственное место за пределами Земли, где обнаружен трёхатомный ион (H3+).[13] Этот ион вызывает сильную эмиссию в средней инфракрасной части спектра на длинах волн между 3 и 5 микрометрами и выступает в роли главного охладителя термосферы[21].
Изобилие элементов в соотношении с водородом на Юпитере и Солнце[1] |
|||
---|---|---|---|
Элемент | Солнце | Юпитер/Солнце | |
He/H | 0.0975 | 0.807 ± 0.02 | |
Ne/H | 1.23·10−4 | 0.10 ± 0.01 | |
Ar/H | 3.62·10−6 | 2.5 ± 0.5 | |
Kr/H | 1.61·10−9 | 2.7 ± 0.5 | |
Xe/H | 1.68·10−10 | 2.6 ± 0.5 | |
C/H | 3.62·10−4 | 2.9 ± 0.5 | |
N/H | 1.12·10−4 | 3.6 ± 0.5 (8 бар)
3.2 ± 1.4 (9—12 бар) |
|
O/H | 8.51·10−4 | 0.033 ± 0.015 (12 бар)
0.19—0.58 (19 бар) |
|
P /H | 3.73·10−7 | 0.82 | |
S/H | 1.62·10−5 | 2.5 ± 0.15 |
Изотопное отношение в Юпитере и Солнце[1] | |||
---|---|---|---|
отношение | Солнце | Юпитер | |
13C/12C | 0.011 | 0.0108 ± 0.0005 | |
15N/14N | <2.8·10−3 | 2.3 ± 0.3·10−3
(0.08—2.8 бар) |
|
36Ar/38Ar | 5.77 ± 0.08 | 5.6 ± 0.25 | |
20Ne/22Ne | 13.81 ± 0.08 | 13 ± 2 | |
3He/4He | 1.5 ± 0.3·10−4 | 1.66 ± 0.05·10−4 | |
D/H | 3.0 ± 0.17·10−5 | 2.25 ± 0.35·10−5 |
Состав атмосферы Юпитера подобен составу всей планеты в целом.[1] Атмосфера Юпитера изучена наиболее всесторонне относительно прочих атмосфер газовых гигантов, так как непосредственно была зондирована спускаемым аппаратом КА Галилео, который был запущен в атмосферу Юпитера 7 декабря 1995 года.[24] Прочими источниками информации о составе Юпитерианской атмосферы служат наблюдения Инфракрасной космической обсерватории (ISO),[25] межпланетных зондов Галилео и Кассини,[26] а также данные наземных наблюдений.[1]
Два основных компонента атмосферы Юпитера — молекулярный водород и гелий[1]. Относительное количество гелия 0.157 ± 0.0036 по отношению к молекулярному водороду по числу молекул и его массовая доля, 0.234 ± 0.005, ненамного ниже примордиального значения по Солнечной системе.[1] Причина этого не до конца ясна, но, будучи плотнее водорода, немало гелия может конденсироваться вовнутрь ядра Юпитера.[17] Атмосфера содержит также немало простых соединений, например воду, метан (CH4), сероводород (H2S), аммиак (NH3) и фосфин (PH3).[1] Их относительное количество в глубокой (ниже 10 бар) тропосфере подразумевает, что атмосфера Юпитера в 3-4 раза богаче углеродом, азотом, серой и, возможно, кислородом[b] чем Солнце[c][1]. Количество благородных газов, таких как аргон, криптон и ксенон, превосходит количество таковых на Солнце (см. таблицу), тогда как неона явно меньше.[1] Другие химические соединения, арсин (AsH3) и герман (GeH4), присутствуют только в следовых количествах.[1] Верхняя атмосфера Юпитера содержит малые относительные количества простых углеводородов: этана, ацетилена, и диацетилена, которые формируются под воздействием солнечной ультрафиолетовой радиации и заряженных частиц, прибывающих из магнитосферы Юпитера.[1] Диоксид углерода, моноксид углерода и вода в верхней части атмосферы, как полагают, обязаны своим присутствием столкновениям с атмосферой Юпитера комет, таких, как комета Шумейкеров-Леви 9. Вода не может прибывать из тропосферы, потому что тропопауза, действующая как холодная ловушка, эффективно препятствует поднятию воды до уровня стратосферы (см. раздел «Вертикальная структура» выше).[1]
Наземные наблюдения, а также наблюдения с бортов космических аппаратов привели к улучшению знаний об изотопном соотношении в атмосфере Юпитера. По данным на июль 2003, принятое значение для относительного количества дейтерия — (2.25 ± 0.35)·10−5,[1] что вероятно представляет собой примордиальное значение для Протосолнечной туманности, из которой и сформировалась Солнечная система.[25] Соотношение изотопов азота 15N и 14N в атмосфере Юпитера составляет 2.3·10−3, что на треть ниже, чем в земной атмосфере (3.5·10−3).[1] Последнее открытие особо существенно, так как предыдущие теории формирования Солнечной системы полагали, что земные значения для изотопов азота были примордиальны.[25]
Видимая поверхность Юпитера делится на множество полос, параллельных экватору. Есть два типа полос: относительно светлые зоны и затемнённые пояса[5]. Широкая экваториальная зона (EZ) простирается примерно между широтами 7°S и 7°N. Выше и ниже EZ — Северные и Южные экваториальные пояса (NEB и SEB), простирающиеся до 18°N и 18°S соответственно. Дальше от экватора лежат Северные и Южные тропические зоны (NtrZ и STrZ)[5]. Такое низменное чередование поясов и зон продолжается до 50°S и N, где их видимые проявления становятся несколько менее заметными[27]. Пояса вероятно продолжаются примерно до 80° на север или юг по направлению к полюсам[5].
Разница в окрасе между зонами и поясами заключается в различиях между непрозрачностью облаков. Концентрация аммиака выше в зонах, что приводит к появлению более плотных облаков из аммиачного льда на более высоких высотах, а это, в свою очередь, делает зоны светлее[14]. С другой стороны, облака поясов являются более тонкими и расположены на меньших высотах[14]. Верхняя тропосфера более холодная в зонах и более тёплая в поясах[5]. Точная природа веществ, которые делают зоны и пояса Юпитера такими «красочными», не известна, но они могут включать сложные соединения серы, фосфора и углерода[5].
Юпитерианские пояса граничат с зональными атмосферными потоками (ветрами), которые называют «джетами» или «струями». Движущиеся в западном направлении (ретроградное движение) «джеты» обычно наблюдаются при переходе из зон в пояса (дальше от экватора), тогда как движущиеся в восточном направлении (проградное движение) джеты обычно наблюдают при переходе из поясов в зоны[5]. Модели атмосферы Юпитера предполагают, что зональные ветра уменьшают свою скорость в поясах и увеличивают в зонах от экватора до полюсов. Поэтому градиент ветра в поясах циклонический, а в зонах антициклонический[19]. Экваториальная зона — исключение из правила, в ней наблюдается сильное движение джетов на восток, а локальный минимум скорости ветра находится точно на экваторе. Скорость джетов на Юпитере очень высокая, местами она достигает 100 м/с[5]. Такая скорость соответствует облакам из аммиака, расположенным в диапазоне давления 0,7—1 бар. «Джеты», обращающиеся в том же направлении, в каком вращается Юпитер (проградные), более сильны, чем те, которые обращаются против (ретроградные)[5]. Вертикальные размеры «джетов» неизвестны. Зональные ветры затухают на высоте равной 2—3 шкалам высот[a] над облаками. В то же время скорость ветра ниже уровня облаков возрастает лишь немного и остается постоянной вплоть до уровня давления в 22 бара — максимальной достигнутой спускаемым аппаратом «Галилео» глубины[15].
Происхождение «ленточной структуры» облаков Юпитера не до конца ясно, однако механизмы ей управляющие напоминают Земную ячейку Хадли. Самая простая интерпретация — зоны — это места атмосферного апвеллинга, а пояса проявление — даунвеллинга[28]. В зонах молекулы воздуха, поднимаясь и обогащаясь аммиаком, расширяются и охлаждаются, формируя высокие и плотные облака. В поясах же воздух «опускается» и нагревается адиабатическими процессами, и белые аммиачные облака испаряются, открывая находящиеся под ними более тёмные облака. Местоположение и ширина полос на Юпитере устойчивы и за период с 1980 по 2000-е редко изменялись. Один из примеров изменения: небольшое уменьшение скорости мощного восточно-направленного джета между северными тропическими зонами и северными умеренными поясами на 23°N[6][28]. Однако полосы изменяются по окраске и интенсивности цветов в течение долго времени (см. ниже).
Юпитерианская атмосфера делится на зоны и пояса, и каждый из них имеет своё название и обладает особыми отличительными характеристиками. Они начинаются от южных и северных полярных областей, которые простираются от полюсов примерно на 40—48° N/S. Эти синевато-серые области обычно невыразительны[27].|
Северо-Северный умеренный регион редко демонстрирует больше примечательных деталей, чем полярные области из-за затемнённости, видения в перспективе и вообще общей разбросанности примечательных областей. При этом Северо-северный умеренный пояс (NNTB) является самым северным отчётливо различимым поясом, хотя иногда и «исчезает». Пертурбации имеют тенденцию быть незначительными и недолгими. Северо-северная умеренная зона является более заметной, но в целом такая же спокойная. Иногда в области наблюдаются другие незначительные пояса и зоны[29].
Северный умеренный регион находится в широтах легко доступных для наблюдений с Земли, и таким образом имеет превосходную запись наблюдений.[30] Он также примечателен сильнейшим проградным «джетом» на планете, который формирует южную границу северного умеренного пояса (NTB).[30] NTB исчезает примерно раз в десятилетие (это как раз происходило при пролёте обоих Вояджеров), таким образом он на время соединяет Северную умеренную зону (NTZ) и Северную Тропическую зону (NTropZ).[30] Остальное время, NTZ представляет собой относительно узкую полоску, в которой можно выделить северный и южный компоненты.[30]
Северный тропический регион состоит из NTropZ И Северного экваториального пояса (NEB). NTropZ обычно очень устойчива в окраске, почти любые изменения в ней вызваны активностью южного джета в NTB. Как и NTZ, она иногда делится на узкую полоску, NTropB. В редких случаях, в южной части NTropZ возникают «Маленькие красные пятна». Как и следует из названия, они являются северными эквивалентами Большого красного пятна. В отличие от GRS, они имеют тенденцию возникать парами и существуют недолго, примерно год в среднем; несколько из них как раз существовало на момент пролёта Пионера 10.[31]
NEB один из наиболее активных поясов планеты. Он характеризуется наличием антициклонов («белые овалы») и циклонов («коричневые овалы»), причём антициклоны обычно образуются севернее; как и в NTropZ, большинство из этих примечательных образований существуют недолго. Как и южный экваториальный пояс (SEB), NEB иногда «пропадает» и «возрождается». Это происходит приблизительно раз в 25 лет.[32]
Экваториальная зона (EZ) — одна из наиболее устойчивых областей планетарной атмосферы. По северным краям EZ движутся на юго-запад из NEB своего рода «перья», они ограничиваются тёмными, тёплыми (в инфракрасном спектре) областями, известными как «фестоны» (горячие пятна).[33] Хотя южная граница EZ обычно статична, наблюдения с позднего XIX века по начало XX показывают, что её «рисунок» с тех пор значительно изменился. EZ значительно меняется по окраске, от белесого до охряного, или даже медно-красного; иногда внутри неё выделяют экваториальную полосу (EB).[34] Атмосферные образования и облачность в EZ перемещаются на скорости в примерно 390 км/ч относительно прочих широт.[35][36]
Южный тропический регион включает в себя южный экваториальный пояс (SEB) и южную тропическую зону. Это безусловно самый активный регион планеты, в нём же находится самый мощный ретроградный джет на планете. SEB обычно самый широкий и самый тёмный пояс на Юпитере; однако, он иногда делится пополам зоной (SEBZ), и имеет свойство исчезать каждые 3-15 лет, прежде чем вновь появится, что называется «цикл возрождения SEB». Через несколько недель или месяцев после исчезновения пояса на его месте формируется белое пятно, извергающее материал тёмно-коричневого цвета, который юпитерианскими ветрами растягивается в новый пояс. В последний раз пояс пропадал в мае 2010 года.[37] Помимо прочего узнаваемой деталью SEB является длинная цепочка из циклонов создаваемых Большим красным пятном. Как и NTropZ, STropZ — одна из самых заметных зон на планете; в ней не только располагается GRS, но иногда в ней можно увидеть и Южную тропическую пертурбацию (STropD), область внутри зоны, которая отличается относительной устойчивостью и долговечностью; наиболее длинный период её существования — с 1901 по 1939 годы.[38]
Южный умеренный регион, или Южный умеренный пояс (STB), это иной, тёмный, хорошо-заметный пояс, крупнее чем NTB; до марта 2000 года, его наиболее заметными деталями были долгоживущие «овалы» BC, DE, и FA, которые теперь объединились в Овал BA («Красное младшее»). Овалы фактически были частью Южной умеренной зоны, но они ширились вплоть до STB, частично его ограничивая.[5] STB иногда исчезал, очевидно из-за сложных взаимодействий между белыми овалами и GRS. (STZ) Южная умеренная зона — зона, в которой и зарождаются белые овалы, — очень переменчивая.[39]
На Юпитере немало примечательных областей атмосферы, труднодоступных для наземных наблюдений. Южный умеренный регион даже труднее различить, чем NNTR; его детали также трудноразличимы без применения крупных наземных телескопов и космических аппаратов.[40] Множество зон и поясов носят временный характер, и не всегда заметны. Например, Экваториальная полоса (EB),[41] Северная экваториальная поясная зона (NEBZ, белая зона с поясом) и Южная экваториальная поясная зона (SEBZ).[42] Полосы иногда делятся разными атмосферными возмущениями. Когда зона или пояс делятся на части какой-либо пертурбацией,N или S добавляются для того, чтобы выделить южный или северный компонент зоны или пояса; то есть, NEB(N) и NEB(S) например.[43]
Циркуляция в атмосфере Юпитера заметно отличается от земной. Поверхность Юпитера жидкая, твёрдая поверхность отсутствует. Поэтому, конвекция может происходить в любой области внешней газовой оболочки. На 2011 год нет всесторонней теории динамики атмосферы Юпитера. Такая теория должна объяснять следующие факты: существование узких устойчивых полос и потоков, симметричных относительно экватора, мощный экваториальный поток с запада на восток (в направлении вращения планеты), разницу между зонами и поясами, а также происхождение и устойчивость крупных вихрей, например Большого красного пятна.[6]
Существующие теории можно разделить на 2 класса: приповерхностные и глубинные. В первых предполагается, что наблюдаемая циркуляция в значительной степени обусловлена тонким внешним (погодным) уровнем атмосферы, а внутренняя часть стабильна. Вторые постулируют, что наблюдаемые потоки являются проявлением процессов, происходящих в глубоких слоях атмосферы Юпитера.[44] Каждая из теорий имеет и сильные и слабые стороны, поэтому многие планетологи считают, что истинная теория будет включать в себя элементы обеих модели.[45]
Первые попытки объяснить динамику атмосферы Юпитера относятся к 1960-м гг.[44][46] Частично они основывались на земной метеорологии, хорошо разработанной к тому времени. Предполагалось, что атмосферные потоки на Юпитере возникают из-за турбулентности, которую в свою очередь поддерживает влажная конвекция во внешнем слое атмосферы (выше облаков).[47][48] Влажная конвекция — явление, связанное с конденсацией и испарением воды, это одно из основных явлений, влияющих на формирование земной погоды.[49] Появление потоков в этой модели связано с широко известным свойством двумерной турбулентности — так называемым обратным каскадом, при котором малые турбулентные структуры (вихри) сливаются и образуют более крупные вихри.[47] Из-за конечного размера планеты такие структуры не могут вырасти больше некоторого характерного масштаба, для Юпитера он называется масштабом Райнса (Rhines scale). Это связано с влиянием волн Россби (англ. Rossby waves). Механизм таков: когда крупнейшая турбулентная структура достигает определенного размера, энергия начинает перетекать в волны Россби, а не в структуру большего размера, обратный каскад останавливается.[50] На сферической быстро вращающейся планете дисперсионное соотношение для волн Россби анизотропно, поэтому масштаб Райнса в направлении параллелелей больше, чем в направлении меридиан.[50] В результате образуются крупномасштабные структуры, растянутые параллельно экватору. Их меридиональная протяженность кажется такой же, как и фактическая ширина потоков.[47] Таким образом, в приповерхностных моделях вихри передают энергию потокам и поэтому должны исчезать.
Хотя эти модели успешно объясняют существование десятков узких потоков, в них есть и серьёзные недостатки.[47] Самый заметный из них: за редким исключением должен появляться сильный экваториальный поток в направлении против вращения планеты, а наблюдается поток по вращению. Кроме того, потоки имеют склонность быть нестабильными и могут время от времени пропадать.[47] Приповерхностные модели не объясняют как наблюдаемые течения в атмосфере Юпитера нарушают критерий устойчивости.[51] Более проработанные многослойные варианты таких моделей дают более стабильную картину циркуляции, но многие проблемы остаются.[52]
Между тем, зонд Галилео обнаружил, что ветры на Юпитере простираются значительно ниже уровня облаков (5-7 бар) и нет признаков их исчезновения вплоть до уровня 22 бар, а значит циркуляция атмосферы Юпитера может на самом деле быть глубокой.[15]
Первая глубинная модель была предложена Бузи (Busse) в 1976 году.[53][54] Она основана на известной в гидродинамике теореме Тейлора-Прудмана (англ. Taylor–Proudman theorem), которая заключается в следующем: в любой быстровращающейся баротропной идеальной жидкости потоки организуются в ряд цилиндров, параллельных оси вращения. Условия теоремы, вероятно, соблюдаются в условиях недр Юпитера. Поэтому водородная мантия Юпитера вполне может быть разделена на множество цилиндров, в каждом из которых циркуляция независима.[55] На тех широтах, где внешние и внутренние границы цилиндров пересекаются с видимой поверхностью планеты, образуются потоки, а сами цилиндры видны как зоны и пояса.
Глубинная модель легко объясняет направленный по вращению планеты джет на экваторе Юпитера. Джеты устойчивы и не подчиняются двумерному критерию устойчивости.[55] Однако у модели есть сложности: она предсказывает очень небольшое количество широких джетов. Реалистичное трёхмерное моделирование пока невозможно, а упрощённые модели, используемые для того, чтобы подтвердить глубинную циркуляцию, могут упускать важные аспекты гидродинамики Юпитера.[55] Одна из моделей, опубликованных в 2004 году, довольно правдоподобно воспроизвела струйно-полосную структуру атмосферы Юпитера.[45] Согласно этой модели, внешняя водородная мантия является более тонкой, чем в прочих моделях, и имела толщину всего в 10 % от радиуса планеты, тогда как в стандартных моделях Юпитера она занимает 20—30 %.[56] Другая проблема — процессы, которые могут управлять глубинной циркуляцией. Возможно, глубинные потоки могут быть вызваны приповерхностными силами (например, влажной конвекцией) или глубинной конвекцией всей планеты, которая выносит тепло из недр Юпитера.[47] Какой из этих механизмов важнее — до сих пор неясно.
С 1966 г. известно о том, что Юпитер излучает гораздо больше тепла, чем получает от Солнца[57]. Предполагается, что отношение между мощностью излучения планеты и той, что получается от Солнца, приблизительно равно 1,67 ± 0,09. Внутренний тепловой поток от Юпитера составляет 5,44 ± 0,43 В/м2, тогда как общая излученная мощность равна 335 ± 26 ПВт. Последняя величина равна примерно одной миллиардной доли общей мощности, излучаемой Солнцем. Этот избыток тепла является в основном изначальным нагревом на ранних стадиях формирования Юпитера, однако отчасти может являться осадком гелия в ядре планеты[58].
Внутреннее нагревание может быть важным фактором динамики атмосферы Юпитера. В то время как Юпитер имеет небольшой наклон в 3° и его полюса получают гораздо меньше радиации, чем экватор, температура тропосферы заметно не изменяется от экватора к полюсам. Одно из объяснений этому говорит, что акты внутренней конвекции подобны термостату, выпуская вблизи полюсов больше тепла, чем на экваторе. Это приводит к равномерному распределению температуры в тропосфере. В то время как на Земле тепло переносится от экватора к полюсам в основном благодаря атмосфере, юпитерианская глубинная конвекция уравновешивает его. Конвекция внутри Юпитера в основном происходит благодаря внутреннему теплу[59].
Атмосфера Юпитера — «родной дом» для сотен вихрей: круглых вращающихся структур, которые, как и в земной атмосфере, можно разделить на 2 класса: циклоны и антициклоны.[7] Первые вращаются в направлении вращения планеты (против часовой стрелки в северном и по часовой в южном полушарии); вторые — в обратном направлении. Однако, в отличие от земной атмосферы, в атмосфере Юпитера антициклоны преобладают над циклонами, и более чем 90 %, диаметр которых превышает 2000 км, — антициклоны.[60] «Срок жизни» вихрей варьируется от нескольких дней до столетий в зависимости от их размеров. Например, среднее время жизни антициклонов с диаметрами от 1000 до 6000 км — 1—3 года.[61] Вихри никогда не наблюдались на экваторе Юпитера (в пределах 10° широты), где они нестабильны.[62] Как и на любой быстро вращающейся планете, антициклоны Юпитера — центры высокого давления, тогда как циклоны — центры низкого давления.[33]
Антициклоны на Юпитере всегда ограничены в зонах, где скорость ветра увеличивается в направлении от экватора к полюсам.[61] Обычно они яркие и проявляются как белые овалы.[7] Они могут двигаться по долготе, но остаются на той же широте, будучи неспособными покинуть породившую их зону.[62] Скорость ветра на их периферии может достигать 100 м/с.[9] разные антициклоны, расположенные в одной зоне, имеют тенденцию объединяться при сближении друг с другом.[63] Однако в атмосфере Юпитера наблюдалось и наблюдается два антициклона, не похожие на прочие . Это Большое красное пятно (GRS)[8] и овал BA;[9], сформировавшийся в 2000 году. В отличие от белых овалов, в их структуре преобладает красный окрас — вероятно, благодаря поднимающемуся из глубин планеты веществу красноватого цвета.[8] На Юпитере антициклоны обычно формируются путём слияния меньших структур, включая конвективные штормы (см.ниже),[61] хотя большие овалы могут появляться и из нестабильных джетов. В последний раз такое наблюдалось в 1938—1940 гг., когда несколько белых овалов были порождены нестабильностью в южной умеренной зоне; позднее они объединились и сформировали Овал BA.[9][61]
В противоположность антициклонам, юпитерианские циклоны — компактные тёмные структуры с неправильной формой. Наиболее тёмные и обладающие наиболее правильными очертаниями циклоны называют коричневыми овалами.[60] Однако существование нескольких крупных долгоживущих циклонов не исключено. В дополнение к компактным циклонам, на Юпитере можно наблюдать несколько волокнистых «обрывков» неправильной формы, в которых наблюдается циклоническое вращение.[7] Один из них располагается западнее GRS в южном экваториальном поясе.[64] Эти «обрывки» называют циклоническими регионами (CR). Циклоны всегда образуются только в поясах, и, подобно антициклонам, при сближении они сливаются.[61]
Глубинная структура вихрей до конца не ясна. Считается, что они относительно тонкие, так как любая толщина свыше примерно 500 км привела бы к нестабильности. Крупные антициклоны не поднимаются выше нескольких десятков километров относительно наблюдаемой облачности. Одна из гипотез предполагает, что вихри — это глубинные конвекционные «перья» (или «конвекционные колоны»); на данный момент она не снискала популярности у планетологов.[62]
Большое красное пятно (GRS) — это устойчивый антициклонический шторм, расположенный на 22° южнее юпитерианского экватора, существующий уже по крайней мере 181 год, а возможно и дольше чем 346 лет.[65][66] Этот шторм был достаточно крупным, чтобы его можно было наблюдать в наземные телескопы.
Большое красное пятно вращается против часовой стрелки с периодом в примерно 6 земных дней[67] или 14 юпитерианских дней. Его примерные размеры варьируются в диапазоне 24000—40000 км с запада на восток и 12000—14000 км с юга на север. Пятно достаточно крупное, чтобы в нём поместилось 3 планеты размером с Землю.
К началу 2004 года Большое красное пятно стало в два раза меньше, чем столетие назад, когда оно было 40,000 км в диаметре. При существующем темпе сокращения пятно может стать круглым примерно к 2040 году, что, впрочем, представляется довольно сомнительным из-за искажений, вносимых соседними джетами.[68] Сколько ещё просуществует БКП и являются ли произошедшие с ним изменения результатом нормальных для него колебаний, неизвестно.[69]
Согласно наблюдениям учёных из Калифорнийского университета в Беркли, между 1996 и 2006 гг. пятно потеряло 15 % своего диаметра по продольной оси. Ксилар Эсэй-Дэвис, состоявший в команде, которая проводила изучение, отмечал, что пятно не исчезает, основываясь на измерениях скорости, так как «скорость — это более подходящий критерий для наблюдения, поскольку на облака, участвующие в образовании Красного пятна, также значительно влияют некоторые другие явления окружающей атмосферы».[70]
Инфракрасные наблюдения и данные собранные в ходе них, уже давно указывают на то, что БКП холоднее (а значит, выше) множества прочих облаков в атмосфере;[71] Уровень облаков БКП примерно на 8 км выше облаков окружающих. Кроме того, тщательные наблюдения за деталями юпитерианской атмосферы позволили установить, что пятно обращается против часовой стрелки, ещё в 1966 году. Это было подтверждено первыми покадровыми съёмками, сделанными с борта Вояджеров при пролёте около Юпитера.[72] Пятно ограничено умеренным восточно-направленным джетом с юга и очень мощным западно-направленным джетом с севера.[73] Хотя ветры у окраин пятна дуют со скоростью 120 м/с (432 км/ч), потоки в этом районе кажутся застойными, с небольшим притоком или оттоком.[74] Период вращения пятна уменьшился со временем; возможно, это как-то связано с его устойчивым сокращением в размерах.[75] В 2010 г. астрономы провели наблюдения БКП в дальнем инфракрасном спектре (от 8,5 до 24 μm) с недостижимым прежде уровнем разрешающей способности, и обнаружили, что его центральная, самая красная часть является более тёплой, чем остальная среда его окружающая, на величину 3—4 градуса. Такие относительно тёплые воздушные массы располагаются на уровне давления в примерно 200—500 милибар, в верхней тропосфере. Это тёплое центральное пятно медленно противовращается, и, скорее всего, является следствием понижения воздушных масс БКП ближе к центру.[76]
Широта Большого красного пятна относительно устойчива на протяжении длительного срока наблюдений, варьируясь в пределах градуса. Однако его долгота постоянно изменяется.[77][78] Поскольку Юпитер вращается неоднородно в разных широтах, астрономы создали три разных системы для определения долготы. Система II использовалась для широт выше 10° и первоначально была основана на периоде вращения Большого красного пятна: 9ч 55м 42с.[79][80] Несмотря на это, с начала XIX ст. пятно «обернулось» вокруг планеты в системе координат II по крайней мере 10 раз. Уровень дрейфа пятна резко изменился за последние годы, что, как считают, связано с переменами в яркости южного экваториального пояса и присутствием или отсутствием южной тропической пертурбации.[81]
Что именно придает красноватый оттенок БКП, точно неизвестно. Теории, подтверждённые лабораторными опытами, предполагают, что этот цвет может быть вызван сложными органическими молекулами, красным фосфором или, возможно, каким-либо соединением серы. Оттенок БКП изменяется в большом диапазоне — от красновато-коричневого до желтовато-красного и даже белого. Самая красная центральная часть более тёплая, чем окружающая среда; это с достаточной долей уверенности позволяет утверждать, что на цвет пятна в значительной степени влияют факторы окружающей среды.[76] Пятно иногда пропадает из видимого спектра, становясь различимым лишь в т. н. «Полости красного пятна», которая представляет собой его «нишу» в южном экваториальном поясе. Видимость БКП, очевидно, как-то связана с изменениями в южном экваториальном поясе: когда пояс ярко-белый, пятно темнеет, а когда пояс темнеет, оно обычно становится светлее. Периоды потемнения и посветления пятна носят нерегулярный характер: например, пятно было тёмным в 1961—1966, 1968—1975, 1989—1990 и 1992—1993 гг.[82]
Большое Красное Пятно не следует путать с Большим тёмным пятном — атмосферным вихрем, наблюдавшимся в 2000 г. КА Кассини-Гюйгенс вблизи северного полюса Юпитера.[83] Похожую деталь атмосферы на Нептуне также назвали Большим тёмным пятном. Последнее было зафиксировано Вояджером-2 в 1989 г. и, возможно, было своего рода «отверстием» в атмосфере, которое исчезло примерно к 1994 г. (однако похожее образование до сих пор наблюдается в северных широтах Нептуна).[84]
Овал BA официальное название для красноватого вихря в южном полушарии Юпитера напоминающего формой, но меньше размерами чем Большое Красное Пятно (часто упоминается ещё как «Красное пятно младшее» или «Малое красное пятно»). Вихрь расположен в Южном умеренном поясе, овал BA был замечен в 2000 году после слияния трёх небольших белых вихрей, и с тех пор усилился.[85]
Процесс формирования трёх белых овальных штормов позднее слившихся в Овал BA можно отследить к 1939 году, когда в Южной умеренной зоне было три тёмных атмосферных структуры которые фактически поделили зону на 3 длинных секции. Наблюдавший Юпитер Элмер Дж. Риз обозначил эти три тёмные секции как AB, CD, и EF. Секции ширились, сокращая между собой расстояние внутри STZ и сформировались в белые овалы FA, BC, и DE.[86] Овалы BC и DE слились в 1998, сформировав Овал BE. Позднее, в марте 2000, BE и FA соединились, и сформировали Овал BA.[85] (смотрите секцию: Белые Овалы, ниже)
Овал BA начал постепенно краснеть в 2005 году.[87] Уже 24 февраля 2006 года, филиппинский астроном любитель Кристофер Го заметил что пятно приобрело почти такой же оттенок как и БКП.[87] в результате, доктор Тони Филлипс предложил называть его «Малым красным пятном» или «Красным малым».[88]
В апреле 2006, команда астрономов считавшая что Овал BA мог бы довольно близко пройти от БКП в том году, наблюдала оба вихря посредством телескопа Хаббла.[89] Штормы проходят вблизи от друг друга примерно каждые 2 года, но прохождение 2002 и 2004 года не привлекало к себе такого внимания. Доктор Эми Саймон-Миллер, из Центра космических полётов имени Годдарда предсказал что вихри пройдут наиболее близко друг от друга 4 июля 2006 года.[89] 20 июля оба вихря были сняты проходящими мимо друг друга обсерваторией Джемини.[90]
Причины покраснения Овала BA не известны. Согласно исследованию 2008 года за авторством Доктора Сантьяго Переза-Хойоса из «Университета страны Басков», наиболее вероятный механизм: «восходящая и внутренняя диффузия некой цветной материи или паров, тумана, газа которые позднее взаимодействуют с высокоэнергетическими Солнечными фотонами в верхних слоях Овала BA.»[91] Некоторые считают что небольшие вихри (а соответственно и «белые пятна») краснеют, когда ветры набирают достаточные силы чтобы поднимать расположенные ниже газы которые попав на Солнечный свет меняют цвет.[92]
Овал BA становится всё более и более сильным согласно наблюдениям проводившихся посредством телескопа Хаббла в 2007 году. Скорости ветров на момент наблюдения уже составляли 618 км/ч; а это сопоставимо со скоростями ветров в Большом Красном Пятне и эти ветра куда более сильны чем в одном из вихрей прародителей.[93][94] На июль 2008 его размеры приближались к диаметру Земли — и примерно половине от размера БКП.[91]
Овал BA не следует путать с другим крупным вихрем поглощённым БКП в 2008 году, Южным тропическим малым красным пятном (LRS) которое назвали «Крошка — Красное Пятно» в НАСА[92][95].Новый вихрь, а до того белое пятно с изображений телекоспа Хаббл, покраснело в мае 2008 года. Наблюдения за ним вёл Калифорнийский университет в Беркли.[96] «Крошка — Красное пятно» столкнулся с БКП в конце Июня — начале июля 2008 года и в ходе столкновения меньшее красно пятно было порвано на клочки. Остатки вихря всё ещё продолжали кружить вблизи от БКП пока не были им поглощены. Приблизительно к середине июля последние красноватые останки вихря были поглощены более крупным БКП. Последние не красные остатки «Крошки-красного пятна» были окончательно поглощены примерно в августе 2008 года.[95] На момент столкновения Овал BA был относительно недалеко, но очевидной роли в поглощении «Крошки-красного пятна» не играл.[95]
Грозы на Юпитере напоминают Земные. Они проявляют себя как яркие и массивные облака размерами примерно 1000 км, которые время от времени появляются в циклонических районах поясов, особо в пределах сильных западно направленных джетов.[10] В отличие от вихрей, грозы — короткоживущее явление, самый мощный из них может просуществовать несколько месяцев, тогда как средняя продолжительность существования — 3-4 дня.[10] Считается, что они — следствие влажной конвекции в слоях Юпитерианской тропосферы. Фактически грозы представляют собой «конвекционные колоны» (перья), которые поднимают влажные воздушные массы из глубин всё выше и выше, пока они не уплотнятся в облака. Типичная высота Юпитерианских грозовых облаков 100 км; то есть они простираются до уровня давления в примерно 5-7 бар, тогда как гипотетические водяные облака начинаются на уровне давления в 0.2-0.5 бар.[97]
Грозы на Юпитере, конечно, не обходятся без молний. Изображения ночной стороны Юпитера полученные КА Галилео и Кассини позволяют различить регулярные вспышки света в Юпитерианских поясах и вблизи от западнонаправленных джетов, в основном на широтах 51°С, 56°Ю и 14°Ю.[98] Удары молнии на Юпитере в целом более мощные, чем на Земле. Однако они происходят куда реже; и света они создают своими вспышками примерно столько же, сколько и Земные.[98] Несколько вспышек молнии было зафиксировано в полярных регионах Юпитера, что делает Юпитер второй после Земли планетой на которой можно увидеть полярные молнии.[99]
Каждые 15-17 лет на Юпитере начинается особо мощный период грозовой активности. Она, в основном, проявляется на широте 23°С, где расположен самый сильный восточнонаправленный джет. В последний раз такое наблюдалось в -июне 2007 года.[97] Любопытно, что две грозы обособленно располагавшиеся на долготе 55° в Северном умеренном поясе оказали на пояс значительное влияние. Материя тёмного цвета, утерянная грозами, смешалась с облачностью пояса и переменила его окрас. Грозы двигались на скорости в примерно 170 м/с, даже чуть быстрее самого джета, что косвенно свидетельствует о существовании ещё более сильных ветров в глубинных слоях атмосферы.[97]
Типичная для поясов и зон текстура облачности порою нарушается атмосферными возмущениями (пертурбациями). Одно из таких особо устойчивых и долго-живущих возмущений в Южной тропической зоне, получило название «Южной тропической пертурбации» (STD). История наблюдений отмечает один из наиболее длительных периодов существования STD, однажды его можно было чётко различать с 1901 по 1939 годы. Впервые пертурбация была замечена Перси Б.Молесуортом 28 февраля 1901 года. Пертурбация выразилась в частичном затемнении обычно яркой STZ. С тех пор несколько схожих пертурбаций наблюдалось в Южной Тропической Зоне.[100]
Одна из наиболее загадочных особенностей Юпитерианской атмосферы — горячие пятна. Это области где воздушные массы относительно свободны от облачности, что позволяет теплу подниматься из глубин не сильно рассеиваясь в облачности. Горячие пятна видны как белые точки в инфракрасном спектре на длине волны в 5 μm.[33] преимущественно они расположены в поясах, однако цепочку из таких пятен можно наблюдать на северной окраине экваториальной зоны. Спускаемый аппарат с Галилео прошёл как раз через одно из этих экваториальных пятен. Каждое экваториальное пятно связано с ярким «пером» облаков расположенным западнее них, и достигающим размеров до 10,000 км.[5] Несмотря на округлую форму горячие пятна — вихрями не являются.[33]
Происхождение горячих пятен неясное. Они могут быть нисходящими потоками воздушных масс, где воздух адиабатическими процессами нагревается и высушивается, а быть может это внешние проявления так называемых «планетарных высотных волн» — то есть они вызваны глубинными процессами происходящими под атмосферой. Последнее объяснение подходит больше, потому что объясняет причины периодичности горячих экваториальных пятен.[5][33]
Ранние астрономы, используя небольшие телескопы и собственные глаза, вели записи изменений в Юпитерианской атмосфере.[20] Их описательньная терминология — пояса и зоны, коричневые пятна и красные пятна, перья, баржи, фестоны, и северные сияния — используется до сих пор.[20] Термины же вроде вихрения, вертикального движения, облачной высотности вошли в употребление позднее, в 20 веке.[20]
Первые наблюдения за атмосферой в недостижимом прежде разрешении были проведены КА Пионер 10 и 11. Первые действительно подробные изображения были получены КА Вояджер.[20] Два КА позволили разглядеть атмосферу в разрешении вплоть до деталей 5 км размерами в различных частях спектра, и даже позволили создать своего рода «подлётные видео» (пример которого вы можете видеть правее) атмосферы в её динамике и движении.[20] Спускаемый аппарат с Галилео позволил увидеть несравненно меньшую часть Юпитерианской атмосферы но в куда лучшем разрешении и значительно более широкой части спектра.[20]
Сегодня астрономы получают сведения об атмосферных изменениях на Юпитере в основном благодаря телескопу Хаббла. Судя по наблюдениям привычный порядок Юпитерианской атмосферы иногда нарушается массовыми пертурбациями, но в основном она на удивление стабильна.[20] Вертикальное движение атмосферы Юпитера было в значительной мере исследовано благодаря следовым газам замеченным наземными телескопами.[20] Спектроскопические исследования следов столкновения остатков кометы Шумейкера-Леви 9 и Юпитерианской атмосферы позволили получить данные о строении атмосферы Юпитера ниже облачного слоя. Присутствие в атмосфере двухатомной серы (S2) и дисульфида углерода (CS2) впервые было зарегистрировано на Юпитере, и это первый случай обнаружения S2 на каком либо астрономическом объекте вообще. Вместе с тем было зафиксировано присутствие аммиака (NH3) и сероводорода (H2S), тогда как кислородсодержащие молекулы вроде двуокиси серы обнаружены не были, что было для астрономов сюрпризом.[101]
Спускаемый аппарат с Галилео, пройдя вплоть до уровня давления в 22 бара передал данные о температуре, ветрах, составе, облаках и радиации. Однако уже ниже 1 бара в результатах есть неуверенность.[20]
Первое наблюдение БКП нередко приписывают Роберту Гуку, который описывал пятно замеченное им на Юпитере в 1664 году; однако вероятно что пятно Гука было в другом поясе (Северный экваториальный пояс против текущего месторасположения в Южном экваториальном). Более убедительное описание давал Джованни Кассини который упоминал в следующем году замеченное им «устойчивое пятно» на Юпитере.[102] Несмотря на колебания в видимости — БКП было видно с 1665 по 1713 годы.[95]
Любопытно что Юпитерианское пятно было изображено на холсте итальянского художника Донато Креци в 1700 году, который демонстрируется в Ватикане.[103][104] Это часть из серии картин на которых на фоне увеличенных изображений небесных тел развиваются сценки из итальянской жизни, за созданием картин в целях уточнения наблюдал астроном Эустакьо Манфреди. Креци первый кто изобразил БКП красным, до него никто не изобразил какую либо деталь атмосферы Юпитера красной вплоть до позднего 19 столетия.[104]
Снова записи о БКП встречаются лишь с 1830, а по настоящему хорошо оно было изучено лишь в 1879 когда стало особо хорошо различимо. Длительный 118 летний промежуток между первыми наблюдениями и 1830 годом не дают ясного представления о том что случилось: рассеялось ли первоначальное пятно и сформировалось вновь? Пропало из видимости? Или быть может наблюдательные записи велись неверно? Уже трудно судить.[82] У более старых пятен отмеченных в наблюдениях была короткая наблюдательная история и куда более медленное движение чем у современного — что делает идентификацию затруднительной.[103]
25 февраля 1979 года, когда КА Вояджер-1 пролетал в 9,2 миллионах километрах от Юпитера он передал на Землю первое подробное изображение Большого красного пятна. Удалось различить детали размерами от 160 километров. Красочная, волнистая облачность видимая западнее на фото — своего рода кильватер пятна им же проецируемый, где наблюдаются чрезвычайно сложные и переменчивые перемещения облачности.[105]
Белые овалы которым предстояло сформироваться в Овал BA впервые были замечены в 1939 году. Они покрывали почти 90 градусов на собственной долготе после их формирования, однако очень быстро — в течение десятилетия начали сокращаться; их размеры стабилизировались в пределах 10 градусов долготы после 1965 года.[106] Хотя изначально и являясь частью STZ, они постепенно переместились в южный умеренный пояс, предположительно создав своего рода ниши в STZ.[107] Как и БКП овалы были ограничены в передвижении двумя противостоящими джетами с севера и юга, восточнонаправленным джетом с севера и западнонаправленным с востока.[106]
Перемещение овалов по долготе судя по всему находилось под влиянием двух факторов: позиция Юпитера на орбите (они двигались быстрее в афелии), а также близость к БКП (они ускорялись в пределах 50 градусов от БКП).[108] Однако с 1940 по 1990 год была заметна тенденция к замедлению обращения овалов, их первоначальная скорость уменьшилась примерно на 50 %.[109]
На момент пролёта «Вояджеров», овалы были размерами примерно 9000 км с востока на запад, 5000 км с севера на юг, и обращались с периодом в 5 суток (БКП с периодом в 6 на тот момент).[110]
В атмосфере юпитера нет кислорода вид суждения, атмосфера юпитера протяженность, атмосфера юпитера в основном состоит из, атмосфера юпитера 4 буквы.
Файл:Pererva disaster Gudok (2).jpg, Агустин Леон Ара, Файл:HMS Culloden (1776).jpg, Инкубатор:Лонж, Категория:Железнодорожный транспорт Курской области.