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木星大气层

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木星旋转中的云层, 由哈勃空间望远镜在2017年4月拍摄的真彩色照片[1]

木星的大气层是太阳系内最大的行星大气层，主要由和太阳的比例大致相当的氢气和氦气构成，其他包括甲烷、氨、硫化氢和水等化学成分丰度极低。由于水被观测到的含量较少，因此通常被认为只存在于大气层深处。氧、氮、硫和惰性气体的丰度约为太阳的三倍[2]。

木星的大气层缺乏明确的下边界，它的下层逐渐变化为行星内部的液体[3]。大气层由低到高依次分为为对流层、平流层、增温层和散逸层，各层都有不同的温度梯度特征[4]。位于最底部的对流层是一个由氨、硫氢化铵和水组成的复杂的云雾系统[5]。位于可见的木星表面的高层氨云形成12个平行于赤道的纬向区域，并且被称为喷流的强纬向气流（风）所分隔，表现出大气层超旋转现象。这些纬向区域的颜色各不相同，较暗的区域称为带（belt），而较亮的区域称为区（zone）。区的温度比带低，其中多为上升气流，而带则以下降气流为主[6]。通常认为区中较浅的颜色是由氨冰形成的，但还没有明确了解形成颜色较深的带的物质[6]。这些带状结构和喷流的形成机理尚未被完全解释，不过目前存在几类模型，如浅水模型（shallow model）和深层模型（deep model）[7]。

运动中的云层

木星的大气层表现为大量且广泛的大气活动，包括波段不稳定、涡旋（气旋和反气旋）、风暴和闪电[8]。涡旋通常呈现为巨大的红色、白色或棕色的圆形或椭圆形斑点，最大的两个斑点是大红斑（GRS）[9]和也呈红色的椭圆形BA[10]。这两个和许多其他的大斑点都是反气旋。较小的反气旋往往表现为白色。涡旋是较为浅层的结构，深度不会超过数百公里。位于南半球的大红斑，是太阳系中已知最大的涡旋，它足以容纳两到三个地球，并且已经存在了至少300年。椭圆形BA在大红斑的南边，大小是大红斑的三分之一，是在2000年由3个白色的椭圆合并形成的[11]。

木星上有威力强大、经常伴着闪电的风暴，是由大气中的潮湿对流以及水的蒸发与凝结带来的。在风暴中大气呈现剧烈的上升气流，从而形成明亮而稠密的云层。木星上的雷击强度是地球上的数百倍，而这一切可能与以水为主要成分的云有关[12]。朱诺号最近的观测表明，木星的雷击发生在水云的高度（3-7巴）以上[13]，其中，下落的液态氨水滴与冰粒之间的摩擦形成的电离可能会产生高空闪电[13]。 之前在1巴以上260公里处的高度也观测到过中高层大气放电[14]。

垂直构造

木星大气层的垂直构造。注意压力随高度下降而增加。−132公里是伽利略的大气探测器最深入木星大气层内的深度[4]。

参考了地球大气层的结构，随着高度的增加，木星的大气层被分为四个层次：对流层、平流层、增温层和散逸层。不同于地球的大气层，木星欠缺中气层[15]。木星没有固体的表面，大气最底层的对流层，平稳的转换进入行星的流体内部[3]。这是温度和压力在氢和氦的临界点之上造成的结果，意味着气体和液体的相位之间没有明确的界限存在[3]。

由于大气层的底层界限无法确定，一般将压力为10巴之处，视为对流层的最低处，约位于压力为1巴之下约90公里处，温度大约是340K[4]。在科学文献中，将大气压力为1巴之处做为高度为0的木星"表面" [3]。如同地球一样，大气层的最高处，外逸层的顶端，也没有明确的界限[16]。密度梯度逐渐降低，直到平稳的转入星际物质之中，这大约是在“表面”上5000公里的高度[17]。

木星大气层的垂直温度变化与地球大气层相似，对流层的温度随着高度降低，直到抵达对流层顶温度也到达最低值[18]，对流层顶是对流层和平流层的交界处。在木星，对流层顶大约在可见的云层（或1大气压之处）之上50公里，该处的气压是0.1巴，温度110K[4][19]。在平流层，当转折至增温层时温度已上升至约200K，高度大约是320公里，压力为1微巴[4]。在增温层，温度继续上升，大约在1,000公里高处温度高达1000K，该处的压力大约为1纳巴[20]。

木星的对流层有一个复杂的云系结构。可见的云层，位于气压在0.7–1.0巴，是氨冰构成的[21]，在氨冰云之下，是硫化氢氨或硫化氨构成的云（压力介于1.5–3巴），还有水（3–7巴）也可能存在[22][23]。因为温度太高，该处没有甲烷构成的云[23]，水汽构成的云是最密集的，并且对大气动力学有最强的影响。这是水相对于氨和氢化硫，比较之下有较高的凝结热和水的高丰度结果（氧气是比氮和硫更为丰富的化学元素）[15]。雾层主要位于对流层（0.2巴）和平流层（10毫巴）之间的主云层之上[24]，后者被认为是由浓缩的重多环芳香烃或联氨组成的，并是甲烷受到太阳紫外线辐射（UV）影响出现在同温层的上层[25]。甲烷的丰度相对于氢分子大约是10−4[17]，同时其它的碳氢化合物的丰度，像乙烷和以炔，相对于氢分子大约是10−6.[17]。

木星的热成层位于压力低于1微巴之处，能展现气辉现象、极区的极光和X射线的辐射[26]。在它的内部还有数层电子和离子数量增高的电离层[17]。热成层内盛行的高温（800–1000K）迄今还未能完全解释[20]；而现有模型预测的温度不会超过400K[17]。它们也许是吸收了高能的太阳辐射（UV或X射线）造成的，通过陷入木星磁层的带电粒子加热，或是消耗引力波孳生的散逸[27]。爱因斯坦卫星在1983年观测到热成层和外逸层在极区和低纬度辐射出X射线[28]。来自磁层的高能粒子创造出环绕着极轴的明亮椭圆形极光。不同于地球的极光只出现在发生磁暴的时期，木星大气层中的极光是永久的点[28]。热成层是在地球之外最早被发现有三氢正离子（H3+）的地方[17]。这种离子在强烈的中红外线（波长在3和5μm之间）辐射下生成，并且是热成层致冷的主要机制[26]。

化学成分

相对于氢的元素丰度
在木星和太阳[29]
元素 太阳 木星/太阳
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
氮/H 1.12 × 10−4 3.6 ± 0.5 (8 bar)

3.2 ± 1.4（9–12 bar）

氧/H 8.51 × 10−4 0.033 ± 0.015 (12 bar)

0.19–0.58（19 bar）

磷/H 3.73 × 10−7 0.82
硫/H 1.62 × 10−45 2.5 ± 0.15
在木星和太阳的同位素比率[29]
比率 太阳 木星
13C/12C 0.11 0.0108 ± 0.0005
15N/14N <2.8 × 10−3 2.3 ± 0.3 × 10−3

（0.08–2.8 bar）

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

木星大气层的成分整体上与行星相似[29]，因为伽利略号的大气探测器在1995年12月7日曾深入木星的大气层内，因此是气体巨星中被了解得最多的[30]。其他关于木星大气成分的资料来源还有红外线太空天文台（ISO）[31]、伽利略和卡西尼轨道船[32]，以及地基的天文台[29]。

木星的大气中最主要的两种成分是氢分子（H
2）和氦[29]。氦气的丰度相对于氢分子的穆尔数是0.157 ± 0.0036，而在质量上的分率是0.234 ± 0.005，略低于太阳系原始的比值[29]。丰度较低的原因还没有完全的了解，但氢的比率稍高，可能是有些氦凝聚进入了木星的核心[21]。大气层中也包含了几种简单的化合物，像是水、甲烷（CH4）、硫化氢（H2S）、氨（NH3）和磷化氢（PH3）[29]，它们在对流层深处（低于10巴）的丰度暗示在木星的大气有丰富的碳、氮、硫还可能有氧。与太阳的数值相比，比率为2–4倍[b][29]；惰性气体氩、氪和氙的丰度看上去比太阳丰富（参见表），氖是缺乏的[29]，其它的化合物，像是砷（AsH3）和甲锗烷（GeH4）的量仅是可以被检测出来[29]。木星大气层的上部包含少量简单的碳氢化合物，例如乙烷、乙炔和联乙炔（丁二炔），这些都是甲烷受到来自太阳的紫外线照射和木星磁层的带电粒子影响产生的[29]。当前存在于大气层上部的二氧化碳、一氧化碳和水则被认为是彗星撞击所带来的，像是SL-9。水不可能来自对流层，因为对流层顶的寒冷像一个冷凝管，有效的防止了水从对流层上升至平流层（参考上段的垂直构造）[29]。

以地球和航天器探测为基础的测量导出了木星大气层内的同位素比率Isotope geochemistry（英语：同位素比率Isotope geochemistry）。在2003年7月，被接受的同位素氘的量是2.25 ± 0.35 × 10−5[29]，这大约就代表了太阳系诞生时的原恒星云中原始的数值[31]。在木星大气层的氮同位素15N对14N的比率是2.3 × 10−3，在地球大气层是3.5 × 10−3[31]。

区、带和喷流

取材自卡西尼号制成的木星最详尽地图。

可见的木星表面被划分成与赤道平行的一定数量带状区域，它们有两种类型：色彩明亮的称为区（zones），相较之下较暗的称为带（belts）[6]。宽阔的赤道区 (EZ)大约从南纬7°S至北纬7°N，在它的南方与北方分别是相对伸展至18°S的南赤道带（SEB）和伸展至18°N的北赤道带（NEB），再远一些的是南热带区（STrZ）和北热带区（NTrZ）[6]。区和带的模式一直交替呈现到纬度大约50度的极区，从那儿开始在外观上变得无法区分类型[33]，但是这种基本的区和带的结构很可能一直延生到极点，至少也发展到南北纬80度的地区[6]。

区和带在外观上的差异是由其中的云彩对光线的透明度不同造成的。区的氨含量较高，导致冰冻的氨在云层的高处密集的出现，使他们呈现较明亮的色彩[18]；另一方面，带中的云层较稀薄，高度也较低[18]。区的对流层上层温度较低，而带的较温暖[6]，木星云层区和带确实的化学组成物质还不是很清楚，但是它们应该包含有硫、磷、和碳等复杂的成分[6]。

木星的带状结构由大气层中成带的气流（风），称为喷流，分隔着，向西（退行）的喷流出现在区转换成带的地方（离开赤道的方向），向东（顺行）的喷流标示出由带转换成区的地区[22]。但赤道区是例外，它有着强烈的向东气流（顺行），并且在赤道的风速是该区域中的最低值。在木星上的喷流有很高的速度，可以达到并超过100m/s[6]，这个速度是在氨的大气压力为0.7–1bar的云层中测量到的，顺行的喷流通常比逆行的喷流强劲[6]。喷流的垂质结构尚不清楚，可能在云层上2至3标高[a]即衰减；同时在云层之下，风轻微的增强并且至少以常量维持至22bar—伽利略探测器曾抵达的最深处[19]。

木星大气层区的风速。

木星带状结构的起源仍不是完全的清楚，最简单的解释是区是大气涌升流的场所，带是沉降流的场所[34]。当富含氨的空气在区上升，它会膨胀并且变冷，形成高和厚实的云。但是在带中，空气下降并因绝热而变暖，使白色的氨云蒸发，露出较低和较暗的云。带的位置和宽度、喷流的位置和速度，在木星上都是非常稳定的，只有在1980至2000年间有很少的改变。变动的一个例子是位在23°N的北热带区和北温带带之间的东风喷流最强劲部分在速度有些微的减退[34][7]，但是带的颜色和强度会随着时间不断的改变（见下文）。

特别的带

理想化的木星云带图解；并且被标示上正式的缩写，较亮的区标示在右侧，较暗的带标示在左侧。大红斑和BA长圆形分别显示在南热带区和南温带带。

划分木星大气层的每一条区和带都有自己专属的名称和独特的特征。它们起始于南北极之下的地区，延伸至大约40–48° N/S，这些浅蓝灰色的地区通常都很平淡[33]。 由于周边昏暗、隐没透视和一般性的弥漫效应，北北温带（NNTB）通常都比极区显露出更多的细节，也就是说北北温带是能看清楚的最北边的区带，虽然有时它也会“消失”不见，但干扰倾向于是较小和短期的。北北温区（NNTZ）或许更加明显，但也是平静的，其它较小的区和带则经常可以看见[35]。

北温带和其他低纬度的地区从地球上都很容易看见，因而有丰富的观测纪录[36]。它也有与行星同方向的强烈顺行喷流—在南部的边界形成向西的气流，并做为与北温带（NTB）的分界[36]。NTB曾经退色约十年（这是在旅行者邂逅期间实际的情况），使得北温区（NTZ）看似合并至北热区（NTropZ）[36]。在其它的时间，NTZ被一条狭窄的带划分成南北两个部分[36]。

北热带区域是由北热带区（NTropZ）和北赤道带（NEB）组成的，NTropZ的颜色一般是稳定的，仅在与NTB南边串联的活跃喷流上有少量的变化。与NTZ相似，它有时也会被狭窄的带分成NTropB。在极少数的情况下，NTropZ的南侧会出现活跃的"小红斑"。如同名称所建议的，这是在北半球与大红斑对比的。但与大红斑不同的是，它们倾向于成对发生并且生命期不长，平均仅持续约一年；当先驱者10号飞掠过时曾经出现过[37]。

北赤道带（NEB）是木星上最活跃的一块区域，它的特征是有反气旋的白色椭圆型和气旋的彩船（就是所知的"棕色椭圆"），而前者形成的位置通常较后者偏北；如同在NTropZ，这些特征大多数的生命期都不长。也像南赤道带（SEB）一样，NEB有时会戏剧性的变淡和恢复，这种变化的时间尺度大约是25年[38]。

木星上的区、带和旋涡。宽阔的赤道区域通常可以看见两条暗的赤道带（SEB和NEB）。出现在白色的赤道区北缘的巨大灰蓝色不规则"热点"，随着时间不断的变动，并且随着自转横越行星向东而行。大红斑位于SEB的南侧边缘，成串的小风暴沿着北半球的椭圆形边缘打转。小的、非常明亮的特征在动荡的地区迅速和任意的出现，是闪电和风暴的候选者。在赤道上能看到的特征最少也有600公里的直径，这张由14幅图片合成的动画相当于24天的木星日，或是10地球日。运动的速度是实际速度的600,000倍。

赤道区（EZ）是木星在纬度上和活动上都比较稳定的区域之一。EZ的北缘有来自NEB拖曳向西南方的壮观卷流，它们有黑暗的边缘，温暖的（红外线）特点，并以色彩著称（热点）[39]。虽然EZ的南部边界是很平静的，但是自19世纪至20世纪初的观测显示，相对于今天，这种类型已经被扭转了。EZ在色彩上有了可观的变化，从苍白的土黄色，甚至到铜质的色调，偶尔还会被赤道带（EB）分割开来[40]，相对于其它的纬度，EZ的移动速度大约是390km/h[41][42]。

南热带的区域包括南赤道带（SEB）和南热带区（STZ），它显然是木星上最活跃的区域，因为它是最强的逆行喷流的家。SEB是木星上最宽阔和最暗淡的环带，它有时会分裂出南赤道带区（SEBZ），并且在恢复的周期中整个会变暗。SEB的另一个特征是跟随着大红斑的一长串列气旋扰动。相似于NTropZ，STropZ是木星上最突出的一个区域，不仅是因为它包含了大红斑，偶尔还被南热带干扰撕裂，这个分裂的区域可以有很长的生命期，最著名的一次是从1901年至1939年[43]。

南温带的区域，或是南温带（STB），也是一个黑暗和明显的带，更甚于NTB；直到2000年3月，此处最著名的特征是长期存在的白色长圆形BC、DE、和FA，之后它们合并成长圆形BA（小红斑）。这个长圆形实际上是南温带区（STZ）的一部分，但它延伸并且有部分侵入至南温带带（STB）[6]。STB有时会变得暗淡，明显的与大红斑和白色长圆形之间复杂的交互作用有所关系。南温带区（STZ）—白色长圆形的起源地—的外观会有极大的改变[44]。

在木星上还有一些特征是暂时的，或是从地球上难以观测到的。南南温带地区比NNTR更难以分辨；它的细节是微弱的，只能透过大望远镜或航天器去研究[45]。许多的区和带在短时间的变化，在本质上并不是都能被观测到。这包括赤道带（EB）[46]、北赤道带区（NEBZ，在带中的白色区）、南赤道带区（SEBZ）[47]。带也可能突然的受到干扰而分裂，当干扰造成一个带或区分裂时，会加上N或S来区分是发生在该区的南方或北方，例如NEB(N)和NEB(S) [48]。

动力学

木星的大气环流很明显的与地球大气层不同。木星内部是流体并且缺乏固体的表面，因此，对流可以发生在木星外面的分子壳层中。迄2008年，有关木星大气层的完整理论尚未发展出来，而无论那一种理论都必须解释下列的事实：存在的狭窄稳定带和喷射气流对称于木星的赤道、在赤道观察到强烈的顺行喷射气流、区和带的不同、还有像大红斑这种巨大旋涡的起源引用错误：没有找到与<ref>对应的</ref>标签。因为这两种理论都有它们自己成功和失败的地方，许多的行星科学家认真的认为实际的理论应该包含这两种理论的元素[49]。

浅滩模型

建立木星大气动力学的尝试最早可以追溯至1960年代[50][51]，它们部分是依据在当时已经高度发达的地球气象学。此种浅滩模型假设木星的喷射气流从小尺度的乱流开始发展，是由大气外层潮湿的对流维护着（在含水的云层之上）[52][53]。潮湿的对流和水的结露与蒸发现象有关，并且是地球天气的主要驱动者[54]。喷射气流的产生在这个模型与二维的动荡有关，并且是知名的产物—即所谓的逆向小瀑布，使得小的乱流结构（漩涡）合并成为更巨大的[52]。行星有限的大小意味着这些小瀑布不能造成大于某一个典型尺度的结构，在木星上的称为莱茵斯尺度。他的存在可以链接到洛士贝波。这种程序工作如下：当最大的乱流结构达到某一大小时，能量开始流入洛士贝波而不是更大的结构，并使逆向小瀑布停止[55]。因为在球状迅速旋转行星上的色散关系，洛士贝波是反气旋，莱茵斯尺度在平行于赤道的方向上大于垂直赤道的方向[55]，此种过程最终的结果是产生大规模平行于赤道的细长结构，它们最盛的程度看上去与喷射气流的实际宽度是吻合的[52]。因此，在浅滩模型，漩涡实际上喂养了喷射气流，并且因并入其中而消失不见。

另一方面此种气候–分层模型可以成功地解释12道狭窄喷射气流的存在，但它们有严重的问题[52]。对赤道的顺行（超自转）喷射气流，这种模型则是大错特错：浅滩模型罕见的产生一些例外的强劲逆行（次自转）喷射气流，与观测的矛盾。另一方面，喷射气流倾向于不稳定，并且可能经过一段时间就消失不见[52]。浅滩模型不可能解释为何观测到的木星大气流程，违反了稳定性的准则[56]，多层版本能更为详尽的阐述天气–多层模型导致更加稳定的环流，但许多问题依然存在[57]。在这期间，伽利略探测器发现木星的风确实能深入水蒸气的云层之下，延伸至5–7巴，并且未显示任何衰减的抵达22巴气压的层面，这些暗示了木星的大气环流也许实际上是深层的[19]。

深层模型

深层模型最早是在1976年由贝斯Busse提出的[58][59]，他的模型根据流体力学中另一个知名的特点，泰勒-卜罗曼定理（泰卜定理，Taylor-Proudman theorem）。他依据任何快速自转的正压理想流体，流程被组织与加入参与一系列与旋转轴平行的圆柱，理论的条件大概和木星内部契合。所以木星的分子氢地幔也许被划分成一定数量的圆柱筒，每个圆柱的环流都独立于其他的圆柱[60]，那些高度，圆柱的外面和内部的边界相交于行星可见表面对应于喷射气流，而圆柱本身就是观测所见的区或带。

深层模型很容易解释在木星赤道观察到的强大且与天体做同方向运行的喷射气流；它产生的喷射气流是稳定的，并且不违背二维稳定的准则[60]。但是他有主要的困难，它会广泛的产生许多小的喷射气流，并且迄2008年尚无法做三维流程的摹拟，意味着用简化的模型辩解深层的环流也许无法掌握住木星内部的流体力学重要部分[60]。在2004年发表的一个模型成功的再生了木星带的喷射气流结构[49]，它假设分子氢的地幔比其他的模型稀薄，在木星的外面只占了半径的10%，其他标准模型的氢地幔都在外层占有半径的20%至30%[61]。对深层环流的驱动是另一个问题，事实上，深层的流动可以来自浅层的力（例如潮湿的对流）和深入行星（木星）内部的热发送广泛对流这两者[52]，但还不清楚何者的机制是比较重要的。

内热

从1966年就已经知道[62]，木星辐射出来的能量比接收自太阳的更多，估计从这颗行星辐射出来的能量与从太阳吸收的能量比率是1.67 ± 0.09。来自木星内部的热通量是5.44 ± 0.43 W/m2，辐射的总能量是335 ± 26 petawatts，后者的数值相当于太阳辐射总能量的十亿分之一。这多余的热量主要来自于木星形成初期残余的原始热量，但可能有部分来自于猛然落入核心的氦雨[63]。

内热对木星大气层的大气动力学可能是很重要的。木星的自转轴有大约3°的小倾斜，并且极区接受到的太阳辐射远低于赤道地区，而对流层在赤道和极区的温度没有可察觉的改变。一种解释是，木星的对流使内部像一个恒温器，在极区释放出的热量比赤道多，导致对流层中的温度是均匀的，而热从赤道输送到极区，在地球主要是经过大气层，但在木星是深层的对流平衡热。在木星内部的对流被认为主要是由内热驱动的[64]。

个别的特征

旋涡

新视野号以红外线看见的木星大气层。

木星大气层是数百个旋涡的家—转动的圆结构，如同在地球的大气层，可以分成两类：气旋和反气旋[8]，前者的转动方向与行星转动的方向一致（在北半球是逆时针方向，在南半球是顺时针方向），而后者—在相反的方向。而与地球大气层主要的不同是，在木星的大气层，反气旋主控并超越气旋，直径超过2000公里的旋涡90%以上都是反气旋[65]。旋涡的生命期从几天到上百年，与它们的大小有关，例如，直径从1000至6000公里的旋涡，生命期在1–3年[66]。在木星的赤道区域（纬度10°以内）未曾观测到旋涡，因为在那儿的气旋是不稳定的[11]，在任何快速自转的行星上，木星上的反气旋是高压中心，而气旋是低气压[39]。

在木星大气层的反气旋永远都被限制在区内，而风的速度从赤道向极区逐渐增加[66]，它们通常都是明亮和外观是白色的长圆形[8]。它们会在经度上移动，但是纬度几乎保持稳定不变，因此它们无法从被限制的区中逃脱[11]。在它们周围的风速大约在100m/s[10]，在同一区内不同的反气旋当相互接近时有合并的倾向[67]。然而，木星有两个与众不同的反气旋，它们是大红斑（GRS）[9]和长圆形BA[10]；后者是在2000年才形成的。与白色长圆形对比，这个构造的颜色是红色的，引起争议的是红色的物质是否来自木星的深处[9]。在木星上的反气旋通常是由更小的结构，包括对流风暴，合并而成（参见下文）[66]。然而大的长圆形可能肇因于喷射气流的不稳定，后者在1938–1940年曾经被观测到，当时由于南温带区的不稳定，结果有几个白长圆形产生，它们最后合并形成长圆形BA[66][10]。

与反气旋对比，木星的气旋倾向于小、暗和不规则的结构，有些已知的比较黑暗和比较规则的特征都是棕色的长圆形（或像徽章）[65]，但是也曾经建议有几个长寿命的大气旋。除结实的气旋之外，木星也有几个大的丝状不规则斑纹，伴随着旋风自转[8]，它们中有一个就位在南赤道带的大红斑的西边（位于尾迹之内）[68]。这些斑纹称为气旋区（CR）。这些气旋都位在带内，当它们相互接近时也有合并的倾向，这与反气旋非常相似[66]。

旋涡深处的结构还未完全了解，它们被认为是相对的稀薄的，当厚度超过500公里就会导致不稳定。大的反气旋被确认只在可见的云层上方数十公里高度上扩展，而早期的假说认为旋涡会深入对流束（或对流柱），自2008年以来，主流的行星科学家不再认同此一假说[11]。

大红斑

主条目：大红斑

大红斑（GRS）是一个在南赤道带边缘存在了很久的反气旋旋涡，它看起来是一个非常稳定的特征，并且几乎所有的来源都同意他已经被持续观测了350年[69]。 大红斑是逆时针旋转的，周期大约是6地球日[70]，或14个木星日。它的直径是东西长24–40,000公里，和南北宽12–14,000公里，大到足以放进2-3个地球。在2004年初，大红斑在经度的方向上只有一个世纪前的一半大小，而之前它的直径是40,000公里，若以目前的速率继续缩减，它在2040年将变成圆形，但是由于邻近喷射气流的畸变作用，这是不太可能发生的事[71]。我们不知道大红斑会持续存在多久，或者是否是波动变化的正常结果[72]。

地球和大红斑的近似比较

红外线的长期资料显示大红斑在这颗行星上比其它云彩更大且更冷（也意味着，高度较高）[73]，大红斑的云顶大约在周围的云层之上8km，而且，仔细的追踪大气中的特征，回溯至1966年—，显露了大红斑是逆时钟旋转的，并且从旅行者飞掠时拍摄的第一部微速摄影的影片获得证实[74]。这个斑点在空间中的位置由一个在它南方温和的东向喷射气流（顺行）和在它北方的一个非常强的西向气流（逆行）限制着[75]，可是环绕大红斑边缘的风的尖峰速度大约是120米/秒（430公里/小时），内部的流动似乎是停滞的，只有少许的流入或流出[76]。斑点的自转速度随着时间在减缓，或许是他的大小稳定减少的直接结果[77]。 在观测上，大红斑的纬度是非常稳定的，典型的变化只在1度的范围内变动。但是，它的经度却是恒定的在变化著[78][79]，因为木星在不同纬度上的转速是不同的，天文学家为不同的纬度定义了三个系统。系统II用在纬度超过10°之处，是依据大红斑的平均转速9小时55分42秒为基准定义的[80][81]。尽管如此，在19世纪初期，大红斑至少有10次"领先"系统II，它的飘移速率多年来有着显著的变化，并且曾与明亮的南赤道带链接在一起，在南热带的干扰下出现或消失[82]。

大红斑的动画。

还不是很确实的知道大红斑呈现红色的原因，实验室的实验支持的理论假设颜色是由复杂的有机分子，像是红磷或其它的硫化物造成的。大红斑的颜色也有巨大的变化，从红砖的红色到苍白鲑鱼红，甚至是白色。斑点偶尔会"消失"，但都出现在陷入南赤道带时，显然是因为红斑的凹陷造成。红斑与南赤道带结合时会明显可见，当赤道带是明亮的白色时，斑点氢向于暗色；而黑暗时，斑点通常是明亮的。斑点黑暗或明亮的变化并没有规则的周期性，例如在1997年之前的50年当中，在1961–66, 1968–75, 1989–90, and 1992–93，大红斑都是黑暗的[69]。

大红斑不可以和卡西尼-惠更斯号航天器在2000年经过时在木星的北极观察到的大黑斑混淆[83]。并且要注意在海王星也有一个称为大黑斑的特征，后者是旅行者2号在1989年发现的影像，并且比较像是大气层的一个大气孔而不是风暴，而且在1994年以后就不存在了（虽然在北半球又曾经出现一个相似的斑点）[84]。

椭圆形BA

长圆形BA (左侧)

长圆形BA是对木星南半球与大红斑相似，但小于大红斑的一个红色风暴的官方正式名称，相对的，它常被称为"红斑Jr,"、"红Jr."或"小红斑"。这个特征存在于南温带，长圆形BA在2000年的3个白色小风暴碰撞之后，首度被看见，并且从那时起开始增强.[85]。

经过合并而形成长圆形BA的3个小风暴可以追溯至1939年，当时南温带黑暗的特征有效的分裂成三个狭长部分，木星观测者Elmer J. Reese将它们标志为AB、CD和EF三个黑暗区域。裂口扩张、收缩，将STZ的剩余部分形成白色长圆形FA、BC和DE[86]。长圆形BC和DE在1998年合并形成长圆形BE，然后在2000年3月，BE和FA合并在一起，成为长圆形BA[85]（参见白长圆形，下文）。

由三个白长圆形形成的长圆形BA
在2008年6月，短暂遭遇的长圆形BA（底部）、大红斑（顶端）和"红斑宝宝"（中间）。

从2005年8月，长圆形BA缓慢的开始转变成红色[87]，在2006年2月24日，菲律宾的业余天文学家克里斯托弗发现了颜色的变化，注意到它有如大红斑一样的阴暗[87]。结果，NASA的作家，托尼菲利浦建议称它为"红斑Jr."或"红Jr."[88]。

在2006年4月，有一组天文学家经由哈勃空间望远镜的观测，相信长圆形AB会在当年内与大红斑合并[89]。这两个风暴大约每二年会相互通过一次，但是在2002年和2004年都没有导致任何的激发。戈达德太空飞行中心的艾咪西蒙-米勒博士预测在2006年7月4日是两者最接近的时刻[89]。在7月20日，双子星天文台拍摄到这两个风暴已经交互而过，没有发生合并[90]。

长圆形BA转变成红色的原因仍未被了解。依据巴斯克地区大学的圣地亚哥Pérez-Hoyos在2008年的研究，最可能的机制也许是"高能的太阳光子与长圆形BA上层的的一种有色化合物或涂层的作用，向上和向内扩散的结果"[91]。

根据哈勃空间望远镜在2007年的观测，显示长圆形BA比过去更为强大，风速达到618公里/小时;，与大红斑内部的相同，并且比它起源的任何一个风暴强劲[92][93]。

在2008年7月，它的大小与地球相似—大约是大红斑的一半大[91]。长圆形BA不可以和木星上另一个在2008年5月变红的主要风暴，小红斑（或是红斑宝宝），混淆[94]。它在2008年的6月底至7月初与大红斑遭遇，先被切割成碎片，然后成为大红斑的一分子[95]。在这遭遇的时刻，长圆形BA也在附近，但在小红斑被破坏时，他并未扮演任何明显的角色[95]。

风暴和闪电

伽利略号在1997年拍摄到在木星夜晚一侧的闪电。

在木星上的风暴与地球的雷暴相似，它们经常是出现在区与带之间的风暴，特别是在强大的退行（西向）喷射气流之内，透过明亮的云块，组成大小约为1000公里的云层来显示[96]。与旋涡对比，风暴是短时间的现象，最强的也只能存在几个月，而平均的生命期只有3–4天[96]。相信它们主要是对流层内潮湿的对流交换，风暴实际上是高耸的对流云柱（羽状体），将潮湿的空气从深层的内部带到对流层的上层，并在那儿凝聚成云。木星上典型的风暴垂直深度约为100公里，它们从大气压力约为5–7帕处延伸而来，那儿被假设是水汽形成云彩的基地，升高至0.2–0.5帕[97]。

木星上的风暴经常与闪电结合在一起，伽利略和卡西尼-惠更斯号航天器在木星夜晚的一侧观测到规则出现的闪电，特别是在纬度51°N、56°S和23°N，更高纬度的闪电集中在西向的喷射气流附近[98]。木星上雷击的威力平均上比地球强大，但是它们的频率不如地球，闪电释放的能量也如同地球上集中在一些特定的区域[98]。少数的闪电被侦测出现在极区，使木星成为除地球之外，第二颗在极区展现出闪电的行星[99]。

每15–17年，木星会发生令人兴奋、特别强而有力的风暴。它们出现在23°N的纬度上，该处有最强的东向喷射气流。最近一次发生此种风暴的时间是2007年的3–6月[97]。两个风暴出现在纬度55°的北温带，它们对北温带造成了重大的干扰。黑暗的物质被风暴带入并且和云层混合，使带的颜色都被改变了。风暴移动的速度高达170米/秒，比喷射气流的速度略微快了一些，暗示存在的强风是深入大气层内的[97]。

扰动

带和区的正常模式经常会在一段时期受到扰动，一个特殊的状况是南热带长期的变暗，通常指的是"南热带扰动"（STD）。长期的南热带扰动历史纪录始于1901年，持续到1939年，第一次的纪录是Percy B. Molesworth在1901年2月28日完成的，它通常使明亮的南热带变暗做为结束。之后，在南热带几个相似类型的扰动也被记录了下来[100]。

观测的历史

主条目：木星探测
来自旅行者1号的木星微速摄影序列。

早期的天文学家，使用小望远镜并以自己的眼睛当成侦测器，记录所见到的木星大气层变化[24]。他们描述的名词－ 区（belts）和带（zones）、棕斑（brown spots）和红斑（red spots）、羽状物（plumes）、闯入者（barges）、垂饰（festoons）、和飘带（streamers）等－ 仍然被使用着[101]。其他的名词，像是涡度、垂直运动、云高等，也在20世纪被后继的用户加入[24]。

第一个提供比地基望远镜更高清晰度观测木星大气层的是先驱者计划的先驱者10号和先驱者11号航天器；第一个提供木星大气层详细图像的是旅行者[24]。这两艘航天器的影像在不同的光谱上可以看清楚分辨率低达5公里的大小，也能创造大气层运动的"approach movies"[24]；伽利略号航天器的探测器更深入木星大气层，但还需要更好的平均分辨率和更宽广的光谱带宽[24]。

今天，天文学家借助像哈勃空间望远镜这样的仪器，得以连续观察和记录木星大气层的活动。这不仅显示出大气层偶尔会被巨大的扰动破坏，而且，整体而言它是非常稳定的[24]。木星大气层的垂直运动主要由地基望远镜观测到的示踪气体来证明[24]，在舒梅克－李维九号彗星碰撞之后使用分光镜的研究，让天文学家得以一窥木星云层顶层底下的成分，出现了双原子的硫（S2）和二硫化碳（CS2）－这是首度在木星上发现的纪录，也是S2第二次在其他天体上被观测到－ 同时被记录到的还有氨（NH3）和硫化氢（H2S），但是与氧关系的分子，像是二氧化硫则未被检测出来，令天文学家颇为惊讶[102]。

伽利略的大气探测器，在被扔入木星之后，测量了深入至22帕的风、温度、组成、云和辐射，但是望远镜和航天器不能侦测到在1帕之下的大气[24]。

对大红斑的研究

主条目：大红斑
1979年旅行者1号所见到的广域木星和大红斑。

第一位看见大红斑的人一般相信是罗伯特·虎克，他在1664年描述木星上的这个斑点；然而，虎克所描述的斑点是在不同的区带上（北赤道区，但目前的位置在南赤道带）。较令人信服的是乔瓦尼·卡西尼在次年描述的一个永久的斑点[103]，卡西尼的斑点从1665年至1713年，在可见光的波段下断断续续的被观测著[104]。

现在展示在梵蒂冈的一片大约是1700年的Donato Creti帆布上，有着涉及木星上班点的小奥秘[105][106]。它是一系列描绘不同被放大的星空部分版画的一部分，是意大利人在各种各样场合作为背景的场景；所有的这些都是在天文学家Eustachio Manfredi监督下创造的，具有一定的正确性。Creti的绘画是最早知道对大红斑是红色的描述。在1800年后期之前，不再有对木星大红斑的正式描述[106]。

当前对大红斑的第一笔记录始自1830年代之后，并且在1879年之后才有较显著的影像，从17世纪被发现之后，到1830年有长达118年的空白没有被观测的纪录。原来的斑点是否消散并改变重组了，是否退了色，或者只是简单的观测上的贫乏，都无从得知[69]。古老的斑点只有短暂的观测史，只是现在斑点的慢动作，要确认它们的身份是不太可能的[105]。

在1979年2月25日，当旅行者1号航天器以920万公里的距离掠过木星时，首度将大红斑清晰的影像发送回地球，可以看清楚160公里大小的横断面。西边（左边）有着五颜六色、波浪般的云彩模式，是大红斑活跃的区域，那里被观察到非常复杂和多变的云彩运动[107]。

白长圆形（White ovals）

形成长圆形BA的白长圆形。影像是伽利略号的轨道部在1997年拍摄的。

演变成长圆形BA的白长圆形是在1939年形成的，在它们形成之后的短时间内，在经度上几乎涵盖了90度的范围，但是在第一个十年内就迅速的缩减；在1965年之后稳定在10度或更小的范围[108]。虽然它们起源于STZ的一个段落，但发展到最后却完全埋置于南温带（STB）内，显示它们向北移动并且在适当的位置"挖掘"进入南温带[109]。实际上，非常像大红斑，它们的循环由两股相对的喷射气流限制住了它们的南边和北边的界限，一个东向的气流在它们的北边，和一个逆向的西向气流在它们的南边[108]。

长圆形的纵向运动似乎受到两个因素影响：木星在轨道上的位置—在近日点的速度变快；当接近大红斑至50度以内时，会加速的接近大红斑[110]。白长圆形整体的漂移速度趋向是减速的，在1940年至1990年之间，速度已经减退了一半[111]。

当旅行者飞越时，这个长圆形由东向西延伸的长度大约是9000公里，从南至北大约5000公里，每5天自转一圈（当时大红斑每6天自转一圈）[112]。

相关条目

注解

  1. ^ 尺度高sh的定义是sh = RT/(Mgj),此处R = 8.31 J/mol/K是气体常量，M ≈ 0.0023 kg/mol，是木星大气的平均穆尔质量[4]；T是温度，和gj ≈ 25 m/s2，是在木星表面的重力加速度。当温度从对流层顶的110 K上升至热成层的[4]，高度尺度可以假设为从15至150 km。
  2. ^ 有各种各样的解释被提议来说明碳、氧气、氮气和其他元素的过剩，主流的说法认为是木星在吸积期间的后期，累积了大量冰冷的星子（微行星）获得的。易失性和惰性气体被认为是陷在水冰的含水笼形物之内[29]。

参考文献

  1. ^ Hubble takes close-up portrait of Jupiter. spacetelescope.org. ESO/Hubble Media. 6 April 2017 [10 April 2017]. 
  2. ^ Atreya Mahaffy Niemann et al. 2003.
  3. ^ 3.0 3.1 3.2 3.3 Guillot (1999)
  4. ^ 4.0 4.1 4.2 4.3 4.4 4.5 4.6 Sieff et al. (1998)
  5. ^ Atreya & Wong 2005.
  6. ^ 6.00 6.01 6.02 6.03 6.04 6.05 6.06 6.07 6.08 6.09 Ingersoll (2004), pp. 2–5
  7. ^ 7.0 7.1 Vasavada (2005), p. 1942-1974
  8. ^ 8.0 8.1 8.2 8.3 Vasavada (2005), p. 1974
  9. ^ 9.0 9.1 9.2 Vasavada (2005), pp. 1978–1980
  10. ^ 10.0 10.1 10.2 10.3 Vasavada (2005), pp. 1980–1982
  11. ^ 11.0 11.1 11.2 11.3 Vasavada (2005), p. 1976
  12. ^ Smith, Bradford A.; Soderblom, Laurence A.; Johnson, Torrence V.; Ingersoll, Andrew P.; Collins, Stewart A.; Shoemaker, Eugene M.; Hunt, G. E.; Masursky, Harold; Carr, Michael H. The Jupiter System Through the Eyes of Voyager 1. Science. 1979-06-01, 204 (4396): 951–972. Bibcode:1979Sci...204..951S. ISSN 0036-8075. PMID 17800430. S2CID 33147728. doi:10.1126/science.204.4396.951. 
  13. ^ 13.0 13.1 Becker, Heidi N.; Alexander, James W.; Atreya, Sushil K.; Bolton, Scott J.; Brennan, Martin J.; Brown, Shannon T.; Guillaume, Alexandre; Guillot, Tristan; Ingersoll, Andrew P.; Levin, Steven M.; Lunine, Jonathan I. Small lightning flashes from shallow electrical storms on Jupiter. Nature. 5 August 2020, 584 (7819): 55–58 [17 January 2021]. Bibcode:2020Natur.584...55B. ISSN 1476-4687. PMID 32760043. S2CID 220980694. doi:10.1038/s41586-020-2532-1. （原始内容存档于2024-01-16） （英语）. 
  14. ^ Giles, Rohini S.; Greathouse, Thomas K.; Bonfond, Bertrand; Gladstone, G. Randall; Kammer, Joshua A.; Hue, Vincent; Grodent, Denis C.; Gérard, Jean-Claude; Versteeg, Maarten H.; Wong, Michael H.; Bolton, Scott J. Possible Transient Luminous Events Observed in Jupiter's Upper Atmosphere. Journal of Geophysical Research: Planets. 2020, 125 (11): e2020JE006659 [2024-01-01]. Bibcode:2020JGRE..12506659G. ISSN 2169-9100. S2CID 225075904. arXiv:2010.13740 可免费查阅. doi:10.1029/2020JE006659. hdl:2268/252816. （原始内容存档于2021-11-24） （英语）. 
  15. ^ 15.0 15.1 Ingersoll (2004), pp. 13–14
  16. ^ Yelle (2004), p. 1
  17. ^ 17.0 17.1 17.2 17.3 17.4 17.5 Miller et al. (2005)
  18. ^ 18.0 18.1 18.2 Ingersoll (2004), pp. 5–7
  19. ^ 19.0 19.1 19.2 Ingersoll (2004), p. 12
  20. ^ 20.0 20.1 Yelle (2004), pp. 15–16
  21. ^ 21.0 21.1 Atreya et al. (1999)
  22. ^ 22.0 22.1 Vasavada (2005), p. 1937
  23. ^ 23.0 23.1 Atreya et al. (2005)
  24. ^ 24.0 24.1 24.2 24.3 24.4 24.5 24.6 24.7 24.8 Ingersoll (2004), p. 8
  25. ^ Atreya et al. (2005)
  26. ^ 26.0 26.1 Yelle (2004), pp. 1–12
  27. ^ Yelle (2004), pp. 22–27
  28. ^ 28.0 28.1 Bhardwaj and Gladstone (2000)
  29. ^ 29.00 29.01 29.02 29.03 29.04 29.05 29.06 29.07 29.08 29.09 29.10 29.11 29.12 29.13 Atreya et al. (2003)
  30. ^ McDowell, Jonathan. Jonathan's Space Report, No. 267. 哈佛-史密松恩天文物理中心. 1995-12-08 [2007-05-06]. （原始内容存档于2011-08-10）. 
  31. ^ 31.0 31.1 31.2 Encrenaz (2003)
  32. ^ Kunde et al. (2004)
  33. ^ 33.0 33.1 Rogers (1995), p. 81.
  34. ^ 34.0 34.1 Ingersoll (2004), p. 5
  35. ^ Rogers (1995), pp. 85, 91–4.
  36. ^ 36.0 36.1 36.2 36.3 Rogers (1995), pp. 101–105.
  37. ^ Rogers (1995), pp.113–117.
  38. ^ Rogers (1995), pp. 125–130.
  39. ^ 39.0 39.1 Vasavada (2005), p. 1987
  40. ^ Rogers (1995), pp. 133, 145–147.
  41. ^ Rogers (1995), p. 133.
  42. ^ Beebe (1997), p. 24.
  43. ^ Rogers (1995), pp. 159–160
  44. ^ Rogers (1995), pp. 219–221, 223, 228–229.
  45. ^ Rogers (1995), p. 235.
  46. ^ Rogers et al. (2003)
  47. ^ Rogers and Metig (2001)
  48. ^ Ridpath (1998)
  49. ^ 49.0 49.1 Hiempel et al. (2005)
  50. ^ 引用错误：没有为名为1943Vasavada的参考文献提供内容
  51. ^ See, e. g., Ingersoll et al. (1969)
  52. ^ 52.0 52.1 52.2 52.3 52.4 52.5 Vasavada (2005), pp. 1947–1958
  53. ^ Ingersoll (2004), pp. 16–17
  54. ^ Ingersoll (2004), pp. 14–15
  55. ^ 55.0 55.1 Vasavada (2005), p. 1949
  56. ^ Vasavada (2005), pp. 1945–1947
  57. ^ Vasavada (2005), pp. 1962–1966
  58. ^ Vasavada (2005), p. 1966
  59. ^ Busse (1976)
  60. ^ 60.0 60.1 60.2 Vasavada (2005), pp. 1966–1972
  61. ^ Vasavada (2005), p. 1970
  62. ^ Low (1966)
  63. ^ Pearl, 1990, pp. 12, 26.
  64. ^ Ingersoll (2004), pp. 11, 17–18
  65. ^ 65.0 65.1 Vasavada (2005), p. 1978
  66. ^ 66.0 66.1 66.2 66.3 66.4 Vasavada (2005), p. 1977
  67. ^ Vasavada (2005), p. 1975
  68. ^ Vasavada (2005), p. 1979
  69. ^ 69.0 69.1 69.2 Beebe (1997), pp. 38–41.
  70. ^ Smith et al. (1979), p. 954.
  71. ^ Irwin, 2003, p. 171
  72. ^ Beatty (2002)
  73. ^ Rogers (1995), p. 191.
  74. ^ Rogers (1995), pp. 194–196.
  75. ^ Beebe (1997), p. 35.
  76. ^ Rogers (1995), p. 195.
  77. ^ Rogers, John. Interim reports on STB (Oval BA passing GRS), STropB, GRS (internal rotation measured), EZ(S. Eq. Disturbance; dramatic darkening; NEB interactions), & NNTB. 英国天文协会. July 30, 2006 [2007-06-15]. （原始内容存档于2012-03-26）. 
  78. ^ Reese and Gordon (1966)
  79. ^ Rogers (1995), 192–193.
  80. ^ Stone (1974)
  81. ^ Rogers (1995), pp. 48, 193.
  82. ^ Rogers (1995), p. 193.
  83. ^ Phillips, Tony. The Great Dark Spot. Science at NASA. March 12, 2003 [2007-06-20]. （原始内容存档于2007-06-15）. 
  84. ^ Hammel et al. (1995)
  85. ^ 85.0 85.1 Sanchez-Lavega et al. (2001)
  86. ^ Rogers (1995), p. 223.
  87. ^ 87.0 87.1 Go et al. (2006)
  88. ^ Phillips, Tony. Jupiter's New Red Spot. NASA. March 3, 2006 [2008-10-16]. （原始内容存档于2008-10-19）. 
  89. ^ 89.0 89.1 Phillips, Tony. Huge Storms Converge. Science@NASA. June 5, 2006 [2007-01-08]. （原始内容存档于2012-03-26）. 
  90. ^ Michaud, Peter. Gemini Captures Close Encounter of Jupiter's Red Spots. 双子星天文台. July 20, 2006 [2007-06-15]. （原始内容存档于2016-03-07）. 
  91. ^ 91.0 91.1 Diffusion Caused Jupiter's Red Spot Junior To Color Up. ScienceDaily. September 26, 2008 [2008-10-16]. （原始内容存档于2012-03-26）. 
  92. ^ Buckley, M. Storm Winds Blow in Jupiter’s Little Red Spot. 约翰·霍普京斯应用物理实验室. May 20, 2008 [2008-10-16]. （原始内容存档于2012年3月26日）. 
  93. ^ Steigerwald, Bill. Jupiter's Little Red Spot Growing Stronger. NASA戈达德太空飞行中心. October 10, 2006 [2008-10-16]. （原始内容存档于2012-03-26）. 
  94. ^ Shiga, David. Third red spot erupts on Jupiter. New Scientist. May 22, 2008 [2008-05-23]. （原始内容存档于2008-07-05）. 
  95. ^ 95.0 95.1 Rogers, John H. The collision of the Little Red Spot and Great Red Spot: Part 2. 英国天文协会. August 8, 2008 [2008-11-29]. （原始内容存档于2012-03-26）. 
  96. ^ 96.0 96.1 Vasavada (2005), pp. 1982, 1985–1987
  97. ^ 97.0 97.1 97.2 Sanchez-Lavega et al. (2008)
  98. ^ 98.0 98.1 Vasavada (2005), pp. 1983–1985
  99. ^ Baines et al. (2007)
  100. ^ McKim (1997)
  101. ^ Ingersoll (2004), p. 2
  102. ^ Noll, K.S.; McGrath, M.A.; Weaver, H.A.; Yelle, R.V.; Trafton, L.M.; Atreya, S.K.; Caldwell, J.J.; Barnet, C.; Edgington, S. HST Spectroscopic Observations of Jupiter Following the Impact of Comet Shoemaker-Levy 9. Science. 1995年3月, 267 (5202): 1307–1313 [2008-08-24]. PMID 7871428. doi:10.1126/science.7871428. （原始内容存档于2008-12-05）. 
  103. ^ Rogers (1995), p. 6.
  104. ^ Rogers (2008), pp.111–112
  105. ^ 105.0 105.1 Rogers (1995), p. 188
  106. ^ 106.0 106.1 Hockey, 1999, pp. 40–41.
  107. ^ Smith et al. (1979), pp. 951–972.
  108. ^ 108.0 108.1 Rogers (1995), pp. 224–5.
  109. ^ Rogers (1995), p. 226–227.
  110. ^ Rogers (1995), p. 226.
  111. ^ Rogers (1995), p. 225.
  112. ^ Beebe (1997), p. 43.

引文来源

延伸读物

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