_{Вид Юпитера с АМС Juno во время сближения с Юпитером. Съемка JunoCam, цвета усилены. Первый снимок показывает Юпитер со стороны северного полюса. По мере приближения станции к Юпитеру северная околополярная область уходит «вверх», а «снизу» появляется полоса ярких турбулентных облаков, находящихся в средних широтах северного полушария. Пятый снимок показывает эти облака в середине кадра. Седьмой и восьмой снимки получены над экватором незадолго до прохождения перийовия, несмотря на то, что они сделаны с интервалом 4 минуты, изображения на них сильно различаются. На 9, 10 и 11 снимках доминирует яркая «южная тропическая зона». На 12 и 13 снимках видна цепочка белых овалов, называемая «нитка жемчуга», на 14 – южный полюс Юпитера.}
АМС Juno вышла на орбиту вокруг Юпитера 4 июля 2016 года. 27 августа 2016 года она пролетела на высоте 4200 км над верхушками его облаков, собрав множество научных данных. По результатам, полученным во время этого сближения, были опубликованы две статьи в журнале Science и 44 статьи в журнале Geophysical Research Letters.

Juno находится на полярной высокоэллиптической орбите с орбитальным периодом 53.5 земных суток и большую часть времени проводит вдали от Юпитера. Во время пролета она приближается к планете со стороны северного полюса, в течение примерно двух часов летит над Юпитером с севера на юг и начинает удаляться, пролетев над южным полюсом. Отправка полученных данных на Землю занимает обычно 1.5 дня.

Что же удалось выяснить во время первого сближения с Юпитером?

Часть I: Атмосфера

Полюса Юпитера

В отличие от околополярных областей Сатурна, где доминируют мощные широтные атмосферные течения в форме сглаженных гексагонов, околополярные области Юпитера выглядят достаточно хаотическими. На расстоянии ~30° от обоих полюсов скорость зональных ветров падает, а рисунок регулярных атмосферных полос, свойственных низким широтам, сменяется отдельными яркими вихрями циклонического типа на темном фоне (более темном, чем экваториальные области Юпитера). Размеры околополярных циклонов составляют 50-1400 км на юге и 200-1000 км на севере, несколько циклонов расположены в непосредственной близости от полюса. В отличие от Сатурна, на Юпитере нет центрального полярного вихря с морфологией «глаз урагана». Пока не ясно, почему метеорология приполярных областей газовых гигантов Солнечной системы настолько различается.


_{Сравнение атмосферных течений на северном и южном полюсах Юпитера. Оба снимка получены 27 августа 2016 года, левый с расстояния 73 тыс. км, правый с расстояния 95 тыс. км. Разрешение снимков около 50 км на пиксель.}
Глубокая атмосфера

Большинство наших знаний о температуре и составе атмосферы Юпитера, о ветрах и рисунке облаков относятся к уровню давлений 0.5 бар и выше. Зонд «Галилео» измерил свойства атмосферы до глубины 22 бар, но только в одной точке. Напротив, микроволновый радиометр (MWR) измеряет тепловое излучение планеты в шести различных каналах в лучах с длиной волны от 1.4 до 50 см, что позволяет зондировать атмосферу до глубины в несколько сотен бар. Замеры яркостной температуры делаются каждые 0.1 сек. Абсолютное разрешение радиометра составляет 2°, относительное (разрешение в одном канале в зависимости от широты и угла эмиссии) – 0.1°.


_{Яркостная температура области под аппаратом (в надире) в зависимости от широты. Черной линией показаны результаты замеров 27 августа 2016 года, зеленой линией – 11 декабря 2016 года. Слева отложена температура в Кельвинах, справа – глубина относительно верхушек аммиачных облаков в километрах. Каналы микроволнового радиометра принимают излучение с частотой 0.6, 1.2, 2.6, 5.2, 10 и 22 ГГц (от 1-го канала к 6-му), область давлений, откуда приходит излучение, указана у каждой линии. Белыми окружностями показано разрешение радиометра (оно выше на экваторе, поскольку в этот момент космический аппарат находится ближе всего к Юпитеру).}
Как можно видеть, вариации яркостной температуры в зависимости от широты наблюдаются вплоть до глубин 300 бар, однако они заметны только в приэкваториальной полосе (± 20° от экватора). Сравнение данных, полученных во время пролетов 27 августа и 11 декабря 2016 года, показывает, что погода на Юпитере меняется лишь в верхнем слое атмосферы с давлением менее 9 бар, ниже изменения температуры и давления становятся еле заметными (менее 1%).

Изменение яркостной температуры на ~50К, хорошо заметное в приэкваториальной области Юпитера, вызвано изменением не физической температуры газа, а его непрозрачности. Как показывают авторы исследования, если бы это были вариации физической температуры, скорость ветров на экваторе Юпитера была бы на два порядка выше наблюдаемой.

Основным источником непрозрачности в микроволновом диапазоне в атмосфере Юпитера является аммиак, влияние воды и других примесей гораздо меньше. Исходя из величины непрозрачности, авторы исследования вычислили распределение аммиака в зависимости от широты и глубины.


_{Содержание аммиака в зависимости от широты и глубины. Тонкая синяя полоса на уровне давления ~1 бар соответствует уровню, где аммиак конденсируется в облака, и его содержание в атмосферном газе падает ниже 100 ppmv (объемных миллионных долей). Высокий уровень содержания аммиака вблизи экватора вызван подъемом газа с глубины 100 бар и более.}
Циркуляция атмосферы, приводящая к наблюдаемой концентрации аммиака, напоминает ячейку Хэдли (Hadley cell) без дождя. В районе экватора происходит поднятие газа с глубин свыше 100 бар, там, где объемная доля аммиака составляет 350 ± 20 ppmv. Ниже облаков «аммиачная влажность» несколько повышается благодаря испарению аммиачных льдинок, но глубже уровня 1.5-2 бар и до примерно 60 бар атмосфера вне экваториального восходящего потока остается сухой.

Горячие пятна

Инструмент JIRAM позволяет делать снимки и получать спектры Юпитера в ближнем инфракрасном диапазоне. JIRAM построил карту планеты в спектральной полосе M (в лучах с длиной волны 4.5-5.0 мкм). Карта была построена путем наложения примерно тысячи отдельных изображений разного разрешения, сделанных на протяжении суток, она охватывает область между 75° южной и 75° северной широты.

Яркие пятна на тепловой карте соответствуют сравнительно прозрачным участкам, где облака редеют и тепловое излучение недр Юпитера вырывается с глубины в несколько бар. Горячие пятна соответствуют нисходящим воздушным течениям и очень сухому воздуху. Множество горячих пятен наблюдается в области между 5° и 20° северной широты, в северной экваториальной зоне.


_{Карта теплового излучения Юпитера в лучах с длиной волны 4.5-5.0 мкм, цилиндрическая проекция. Данные инструмента JIRAM.}
Горячее пятно с координатами 7° северной широты, 130° долготы (на карте эта область обведена фиолетовым эллипсом) было изучено более подробно. Как оказалось, содержание водяного пара в середине пятна очень низкое (относительная влажность менее 3%). В центре пятна воздух опускается, по краям – поднимается. Сравнение содержания водяного пара в двух разных горячих пятнах показало, что оно сильно варьирует, но воздух в любом случае остается очень сухим (относительная влажность менее 10%).

Источники: https://www.nasa.gov/press-release/a-whole-new-jup...sults-from-nasa-s-juno-mission
http://science.sciencemag.org/content/356/6340/821.full
http://stp.cosmos.ru/index.php?id=1137&tx_ttnews%5...b8ddfc7bbecef0d50c1633ac1c0494

Часть II: Магнитное поле

27 августа 2016 года АМС Juno приблизилась к Юпитеру на расстояние всего 1.06 радиусов от его центра. Во время этого пролета магнитометр Juno делал замеры вектора магнитного поля с темпом 64 измерений в секунду. Как оказалось, магнитное поле Юпитера имеет большую напряженность и более сложную структуру, чем считалось ранее.

Максимальная напряженность, измеренная 27 августа, достигла 7.766 Гаусс, что более чем на порядок превышает максимальную напряженность магнитного поля на поверхности Земли (0.66 Гаусс). Кроме того, поле продемонстрировало сложную структуру, включающую в себя помимо дипольной составляющей и многочисленные сильные гармоники более высоких порядков.


_{Напряженность магнитного поля Юпитера в зависимости от широты пролета космического аппарата (показана сплошной черной линией). Синими линиями показаны предсказания различных моделей.}
Хотя уже несколько космических аппаратов замеряли магнитное поле Юпитера, ни один из них не делал этого ближе орбиты Ио (5.95 радиусов Юпитера), кроме «Пионеров-10, 11» в начале 1970-х годов. Наши знания о магнитном поле крупнейшей планеты Солнечной системы ограничивались достаточно далекими областями. В результате были построены модели магнитного поля, учитывающие кроме основной (дипольной) компоненты лишь несколько (обычно 3-4) членов разложения поля по сферическим гармоникам. Ни одна из этих моделей не смогла правильно описать магнитное поле на малом расстоянии от Юпитера (см. рисунок выше).

Наличие в структуре магнитного поля Юпитера сильных гармоник высокого порядка говорит о том, что поле генерируется не только в области ядра, но и сравнительно недалеко от поверхности. Для сравнения, структура магнитного поля Земли говорит о радиусе земного динамо ~0.5 радиусов Земли, что согласуется с сейсмическими данными о радиусе жидкого ядра. Степень «сложности» поля Юпитера свидетельствует о том, что в него вносят значительный вклад конвективные потоки проводящей жидкости выше уровня перехода молекулярного водорода в металлическое состояние. Экспериментальные данные подтверждают высокую проводимость молекулярного водорода при высоком давлении. На расстоянии 0.89 радиусов Юпитера от центра планеты проводимость водородного флюида оценивается в 1.5·105 сименс/м, а на расстоянии 0.93 радиусов – в 1.5·103 сименс/м. Это приводит к величине магнитного числа Рейнольдса ~1000 и ~10 для первого и второго случая, соответственно. Характерные скорости потоков жидкости, генерирующих магнитное поле, оцениваются в 0.01 м/с, а их характерные пространственные масштабы – в 1000 км.


_{Магнитное поле Юпитера, описанное теоретическими моделями, показано плавными цветовыми переходами. Черной линией показана траектория АМС Juno в проекции на поверхность планеты. Отдельные компактные «вкрапления» источников магнитного поля вблизи траектории Juno показывают мелкомасштабные пространственные вариации поля, обнаруженные космическим аппаратом.}

Информацию о структуре магнитного поля Юпитера, представленную выше, принес первый научный пролет 27 августа 2016 года. Всего запланировано 32 пролета, из них уже осуществлено 5. Замеры, полученные на разных долготах, позволят нарисовать точную картину сложного магнитного поля Юпитера и определить его источники.

Источники: http://science.sciencemag.org/content/356/6340/821.full
https://www.nasa.gov/feature/junoteleconference
http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/2017GL074200/epdf
http://stp.cosmos.ru/index.php?id=1137&tx_ttnews%5...fb34e8caa852ca2dfa6775e1bb1b4e

Часть III: Гравитационное поле и внутреннее строение

Структура гравитационного поля планеты зависит от распределения масс в ее теле. Для численной оценки структуры поля используется разложение гравитационного потенциала по сферическим гармоникам Jn, где порядок n может быть только четным числом (из-за отсутствия в природе отрицательных масс). Точное измерение скорости космического аппарата в окрестностях небесного тела позволяет измерить величины Jn, а это, в свою очередь, помогает оценить распределение масс внутри него и выбрать наиболее правдоподобные модели его внутреннего строения.

4 июля 2016 года АМС Juno вышла на орбиту вокруг Юпитера, а 27 августа 2016 года пролетела на высоте 4200 км над верхушками его облаков. Точное измерение лучевой скорости Juno во время обоих сближений позволило с высокой точностью измерить гравитационные моменты низкого порядка Юпитера J2, J4, J6 и J8. Измеренные величины позволили существенно ограничить модели внутреннего строения крупнейшей планеты Солнечной системы.

Внешние слои Юпитера состоят в основном из смеси молекулярного водорода и гелия, находящихся в закритическом состоянии. На глубине около 100 ГПа (~1 Мбар) растворимость гелия в водороде уменьшается, гелий образует отдельные капли и дождем падает вниз сквозь слой жидкого водорода, обедненного гелием. Дальнейшее увеличение температуры с глубиной увеличивает взаимную растворимость гелия и водорода, так что на уровне давления ~300 ГПа они снова начинают свободно смешиваться друг с другом, и слой «гелиевого дождя» заканчивается.

Ниже лежит протяженный слой металлического водорода, простирающийся вплоть до ядра из тяжелых элементов. Авторы рассмотрели несколько теоретических моделей, причем в некоторых из них ядро остается компактным (с радиусом 0.15 радиусов Юпитера), а в других – частично растворяется в металлическом водороде так, что его радиус увеличивается до ~0.5 радиусов Юпитера, а плотность постепенно спадает.


_{Рассмотренные модели внутреннего строения Юпитера с компактным и растворенным ядром. Показана зависимость средней плотности от глубины (в долях радиуса Юпитера).}
Сравнение моделей с измеренными АМС Juno величинами гравитационных моментов низкого порядка показало, что масса ядра Юпитера составляет 7-25 масс Земли, причем скорее всего это ядро растворено в металлическом водороде и простирается до уровня 0.3-0.5 радиусов Юпитера. Пока неясно, сложилась ли такая картина путем постепенного растворения изначально компактного ядра, или же она является следствием уменьшения темпов аккреции планетезималей в сравнении с газом протопланетного диска во время формирования Юпитера. Неопределенности еще слишком велики, и необходимо как уточнять модели (которые чувствительны к точности уравнения состояния водородно-гелиевых смесей), так и измерять моменты более высокого порядка гравитационного поля Юпитера. Новые сближения Juno с Юпитером помогут прояснить этот вопрос.

Источник: http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/2017GL073160/epdf
http://stp.cosmos.ru/index.php?id=1137&tx_ttnews%5...92a1631b8bc0cd1eb2ef2a2faa41f9