✨Khí quyển Sao Mộc

nhỏ|300x300px|Những đám mây xoáy vòng đầy màu sắc của Sao Mộc. Một ảnh chụp [[Vết Đỏ Lớn, dùng màu giả, từ Voyager 1. Cơn bão hình bầu dục màu trắng phía dưới Vết Đỏ Lớn có đường kính xấp xỉ Trái Đất.]] Khí quyển của Sao Mộc là bầu khí quyển hành tinh lớn nhất trong Hệ Mặt Trời. Nó chủ yếu cấu tạo từ phân tử hydro và heli theo tỷ lệ tương tự như trong Mặt Trời, các hợp chất hóa học khác chỉ có mặt với một lượng nhỏ và bao gồm mêtan, amonia, hydro sulfide và nước. Mặc dù nước được cho là nằm sâu trong khí quyển, nồng độ đo được trực tiếp là rất thấp. Nồng độ nitơ, lưu huỳnh, và khí hiếm trong khí quyển Sao Mộc nhiều khoảng gấp ba lần so với Mặt Trời.

Bầu khí quyển của Sao Mộc thiếu một ranh giới bên dưới rõ ràng và dần dần chuyển thành chất lỏng khi đi sâu vào trong hành tinh này.  Từ độ cao thấp nhất cho đến đỉnh, bầu khí quyển được phân thành các tầng là tầng đối lưu, tầng bình lưu, tầng nhiệt và tầng ngoài. Mỗi tầng có đặc điểm gradien nhiệt độ riêng.  Tầng thấp nhất, tầng đối lưu, có một hệ thống phức tạp gồm những đám mây và sương mù, bao gồm các lớp amonia, amoni hydro sulfide và nước. Những đám mây amonia ở trên cùng có thể được nhìn thấy ở bề mặt của Sao Mộc được phân bố trong khoảng một tá dải đới (zonal band), chạy theo các vĩ tuyến song song với đường xích đạo, và được bao quanh bởi những dòng gió đới rất mạnh được gọi là các dòng tia. Các dải mây này có nhiều màu sắc: các dải màu tối được gọi là các vành đai, trong khi dải sáng được gọi là các đới. Các đới, có nhiệt độ lạnh hơn các vành đai, tương ứng với các dòng khí quyển chuyển động theo hướng dâng lên cao, trong khi các vành đai là dòng khí quyển chuyển động theo hướng đi xuống thấp. Màu sáng hơn của các đới được cho là do sự có mặt của băng amonia, còn lý do cho màu sắc tối của các vành đai vẫn chưa chắc chắn.

Khí quyển Sao Mộc cho thấy một loạt các hiện tượng sôi động luôn diễn ra, bao gồm sự bất ổn định của các dải mây, các luồng xoáy (xoáy thuận và xoáy nghịch), các cơn bão và sét. Các luồng xoáy thường xuất hiện ở dạng các đốm (hình bầu dục) màu đỏ, trắng hay nâu. Hai đốm lớn nhất là Vết Đỏ Lớn (GRS) và Bầu dục BA,  đều có màu đỏ. Hai đốm này và hầu hết các đốm lớn khác là xoáy nghịch. Các xoáy nghịch nhỏ hơn có xu hướng là màu trắng. Các luồng xoáy được cho là các cấu trúc tương đối nông, với độ sâu không quá một vài trăm cây số. Nằm trong bán cầu phía nam, GRS là luồng xoáy lớn nhất trong Hệ mặt Trời. Nó có thể chứa hai hoặc ba trái Đất và đã tồn tại được ít nhất ba trăm năm. Bầu dục BA, nằm ở phía nam của GRS, là một đốm đỏ có kích thước bằng một phần ba của GRS, được hình thành vào năm 2000 từ sự kết hợp của ba đốm trắng hình bầu dục.

Sao Mộc có dông bão mạnh, thường đi kèm với sét. Những cơn dông bão là kết quả của sự đối lưu hơi ẩm trong khí quyển kết hợp với sự bốc hơi và ngưng tụ của nước. Vị trí các cơn dông bão ứng với các dòng di chuyển mạnh mẽ theo hướng đi lên trên của khí quyển, dẫn đến sự hình thành của những đám mây màu sáng và dày đặc. Những cơn dông bão được hình thành chủ yếu ở các vành đai. Sét trên Sao Mộc được cho là có mối liên hệ với các đám mây có hơi nước.

Cấu trúc theo chiều thẳng đứng

nhỏ|400x400px|Cấu trúc theo chiều thẳng đứng của bầu khí quyển của Sao Mộc. Lưu ý rằng nhiệt độ giảm theo độ cao ở các tầng phía trên tầng đối lưu. Dữ liệu phần lớn được cung cấp bởi [[tàu thăm dò Galileo. Tàu thăm dò Galileo ngừng gửi về tín hiệu ở độ sâu 132 km bên dưới "bề mặt" ở áp suất 1 bar của Sao Mộc. Sao Mộc không có một bề mặt rắn ở gần rìa ngoài (bỏ qua lõi đá nhỏ được giả định nằm ở tâm), và tầng khí quyển thấp nhất, tầng đối lưu, chuyển tiếp từ từ thành lõi chất lỏng của hành tinh này khi đi sâu xuống. Mật độ khí quyển giảm dần cho đến khi trở thành môi trường liên hành tinh khoảng 5000 km phía trên "bề mặt".

Sự thay đổi nhiệt độ theo chiều thẳng đứng ở Sao Mộc tương tự như với khí quyển Trái Đất. Nhiệt độ của tầng đối lưu giảm với chiều cao cho đến khi đạt mức tối thiểu ở vùng đỉnh của tầng đối lưu, tại khoảng lặng đối lưu, là ranh giới giữa tầng đối lưu và tầng bình lưu. Trên Sao Mộc, ranh giới này ở vào khoảng 50 km bên trên những đám mây có thể nhìn thấy được (ở khoảng mức áp suất 1 bar), tại đó áp suất và nhiệt độ là khoảng 0,1 bar và 110 K.  Trong tầng bình lưu, nhiệt độ tăng lên, đến khoảng 200 K tại ranh giới với tầng nhiệt, ở độ cao và áp suất khoảng 320 km và 1 µbar.

Khoảng lặng đối lưu của Sao Mộc chứa một cấu trúc mây phức tạp. Các đám mây ở trên cao, nằm trong phạm vi áp suất 0,6 đến 0,9 bar, chứa băng amonia. Bên dưới những đám mây băng amonia, những đám mây đặc hơn chứa amoni hydro sulfide hoặc amoni sulfide (nằm trong tầng áp suất 1 đến 2 bar) và nước (3 đến 7 bar) được cho là tồn tại. Không có mây mêtan do nhiệt độ quá cao để mêtan có thể ngưng tụ. Những đám mây hơi nước tạo thành tầng mây dày đặc nhất và có ảnh hưởng mạnh nhất đến động lực học của bầu khí quyển. Đây là hệ quả của nhiệt ngưng tụ cao của nước và hàm lượng nước cao hơn so với amonia và hydro sulfide (do oxy là nguyên tố hóa học phổ biến hơn nitơ hoặc lưu huỳnh). Các lớp sương mù này chứa các phân tử hợp chất hydrocarbon thơm đa vòng (polycyclic aromatic hydrocarbon) hoặc hydrazin ngưng tụ, được sinh ra ở phía trên tầng bình lưu (từ 1 đến 100 µbar) từ mêtan dưới ảnh hưởng của tia cực tím của Mặt Trời. Tỷ lệ hàm lượng mêtan so với hydro ở tầng bình lưu là khoảng 10⁻⁴, trong khi tỷ lệ hàm lượng các chất hữu cơ nhẹ khác, như êtan và acetylen, so với hydro là khoảng 10⁻⁶.

trái|thumb|[[Cực quang tại tầng nhiệt vùng cực của Sao Mộc, chụp bởi Kính viễn vọng Không gian Hubble trong phổ cực tím.]] Tầng nhiệt của Sao Mộc nằm ở áp suất thấp hơn 1 µbar và có các hiện tượng khí tượng như bức xạ tầng cao, cực quang và phát xạ X-quang. Bên trong tầng này có các lớp có mật độ điện tử và ion cao, hình thành các tầng điện ly. Nhiệt độ cao phổ biến ở tầng nhiệt (800 đến 1000 K) vẫn chưa được giải thích đầy đủ, Tầng nhiệt và tầng ngoài ở cực và ở vĩ độ thấp phát ra tia X-quang, được quan sát lần đầu tiên bởi vệ tinh quan sát Einstein vào năm 1983. Các hạt năng lượng cao đến từ từ quyển của Sao Mộc tạo ra các cực quang hình bầu dục, bao bọc các vùng cực. Không giống như cực quang trên Trái Đất, chỉ xuất hiện trong bão từ, cực quang ở Sao Mộc là đặc điểm tồn tại vĩnh cửu của khí quyển Sao Mộc. Tầng nhiệt của Sao Mộc là nơi đầu tiên bên ngoài Trái Đất mà ion trihydro (H+3) đã được phát hiện ra. Ion này phát xạ mạnh ở vùng phổ hồng ngoại sóng trung, bước sóng từ 3 đến 5 mm, đây là cơ chế làm mát chính của tầng nhiệt của Sao Mộc. Các nguồn thông tin khác về thành phần hóa học của khí quyển Sao Mộc bao gồm Đài thiên văn Không gian Hồng ngoại (ISO), các tàu vũ trụ Galileo và Cassini, cùng các đài quan sát trên Trái Đất.

Hai thành phần chính của khí quyển Sao Mộc là phân tử hydro (H₂) và heli. Tỷ lệ số phân tử heli so với hydro là , và tỷ lệ khối lượng heli so với hydro là , hơi thấp hơn các giá trị của Hệ Mặt Trời thời nguyên thủy. Lý do cho hàm lượng heli thấp chưa được hoàn toàn hiểu rõ, nhưng một số lượng khí heli có thể cô đặc ở trong lõi của Sao Mộc. Sự ngưng tụ này có thể ở dạng mưa heli: do hydro chuyển sang dạng kim loại ở độ sâu hơn 10 000 km, heli tách khỏi nó và hình thành những giọt heli trong đó, và do nặng hơn kim loại hydro, rơi xuống phía lõi. Cơ chế này cũng có thể giải thích sự thiếu hụt nghiêm trọng của neon (xem bảng), một thành phần dễ bị hòa tan trong các giọt heli và do đó được vận chuyển cùng các giọt heli về phía lõi.

Bầu khí quyển Sao Mộc chứa nhiều hợp chất như nước, mêtan (CH₄), hydro sulfide (H₂S), amoniac (NH₃) và phốtphin (PH₃). Sự xuất hiện đáng kể của các chất này ở sâu dưới tầng đối lưu cho thấy bầu khí quyển của Sao Mộc chứa lượng cacbon, nitơ, lưu huỳnh và có thể cả oxy gấp từ 2 đến 4 lần so với Mặt Trời. Các khí hiếm argon, krypton và xenon cũng xuất hiện nhiều hơn so với trong Mặt Trời (xem bảng), trong khi neon lại khan hiếm hơn. Các hợp chất hóa học như AsH₃ và GeH₄ chỉ có mặt ở lượng rất ít. Ở tầng trên của khí quyển Sao Mộc có một lượng nhỏ của các hợp chất hydrocarbon đơn giản như êtan, acetylen, và diacetylen, được hình thành từ mêtan dưới ảnh hưởng của tia cực tím của Mặt Trời và hạt tích điện đến từ từ quyển Sao Mộc. Các hợp chất cacbon dioxide, cacbon monoxit và nước xuất hiện ở thượng tầng khí quyển được cho là có nguồn gốc từ các sao chổi bay tới, như Shoemaker-Levy 9. Nước không thể đến từ tầng đối lưu vì khoảng lặng đối lưu có nhiệt độ thấp, tạo thành một bẫy lạnh, làm ngưng tụ hơi nước, ngăn cản nước bay lên tầng bình lưu (xem cấu trúc khí quyển theo chiều thẳng đứng ở trên).

Các quan sát và đo đạc từ Trái Đất và từ các trạm quát sát trong vũ trụ đã giúp cải thiện kiến thức về tỷ lệ đồng vị trong khí quyển Sao Mộc. Số liệu cho tới tháng 7 năm 2003 cho thấy hàm lượng deuteri là 2,25 ± 0,35 × 10⁻⁵, có thể đại diện cho giá trị nguyên thủy trong tinh vân Mặt Trời - giai đoạn đầu của Hệ Mặt Trời. Tỉ lệ của đồng vị nitơ ở khí quyển Sao Mộc, ¹⁵N/¹⁴N, là 2,3 × 10⁻³, bằng hai phần ba giá trị này trong khí quyển Trái Đất (3,5 × 10⁻³). Khám phá này là đặc biệt quan trọng, vì các lý thuyết trước đây của sự hình thành và tiến hóa của Hệ Mặt Trời lấy giá trị đồng vị nitơ nguyên thủy bằng với giá trị đo được ở Trái Đất.

Các đới, các vành đai và các dòng tia

trái|nhỏ|Sao Mộc nhìn từ cực Nam. Bề mặt có thể nhìn thấy được của Sao Mộc được chia thành một số dải chạy song song với đường xích đạo. Có hai loại dải: các đới sáng màu và các _vành đai tối màu._ Cấu trúc xen kẽ vành đai-đới cơ bản có thể kéo dài hơn về phía cực, ít nhất là đến 80 độ bắc hoặc nam. Khi khí quyển chứa nhiều amonia nổi lên trên ở các đới, nó sẽ giãn nở và nguội lại, tạo thành các đám mây đặc ở độ cao lớn. Còn trong các vành đai, khí quyển đi xuống, bị nóng lên một cách đoạn nhiệt, giống như ở trong đới hội tụ trên Trái Đất, khiến các đám mây amonia trắng bị bay hơi, làm lộ ra các đám mây tối màu hơn ở bên dưới. Vị trí và độ rộng của các dải, cũng như tốc độ và vị trí của các dòng tia trên Sao Mộc là rất ổn định, chỉ thay đổi một chút từ năm 1980 đến năm 2000. Một ví dụ của sự thay đổi là sự giảm tốc độ của dòng tia hướng đông mạnh nhất nằm ở biên giới giữa Đới Nhiệt đới Bắc và Vành đai Ôn đới Bắc ở 23° bắc.

Các dải đặc trưng

nhỏ|300x300px|Một minh họa lý tưởng của các dải mây trên Sao Mộc, có các nhãn viết tắt tên các dải. Các đới màu sáng được gán nhãn bên phải, các vành đai màu tối được gán nhãn bên trái. Vết Đỏ Lớn và Bầu dục BA được thể hiện bằng các hình bầu dục màu hồng ở Đới Nhiệt đới Nam (STrZ) và Vành đai Ôn đới Nam (STB).

Các vành đai và đới trên Sao Mộc đều có tên và những đặc điểm riêng. Đầu tiên là Vùng Cực Bắc (NPR) và Vùng Cực Nam (SPR) nằm ở các vĩ độ trên 40° đến 48°. Các vùng cực này màu xám xanh và có ít đặc trưng hơn.

Tiếp đến là Đới Ôn đới Bắc (NTZ) và Vành đai Ôn đới Bắc (NTB), là những vùng rất dễ quan sát được từ Trái Đất, và do đó có nhiều dữ liệu quan trắc đã thu thập được. Vùng này có các dòng tia thuận hành mạnh nhất trên hành tinh này — một dòng chảy về phía tây tạo nên biên giới phía nam của NTB.

NEB là một trong số các vành đai có nhiều hoạt động sôi động nhất hành tinh này. Nó có các đặc trưng là các xoáy nghịch bầu dục màu trắng và các xoáy thuận bầu dục màu nâu. Các xoáy nghịch thường xuất hiện ở phía bắc nhiều hơn so với các xoáy thuận. Giống như trong NTrZ, các đặc trưng này thường tồn tại ngắn ngủi. Cùng với Vành đai Xích đạo Nam (SEB), NEB thỉnh thoảng có sự mờ đi rồi nét trở lại một cách ngoạn mục. Chu kỳ của biến đổi như vậy vào khoảng 25 năm.

Vùng Xích đạo (EZ) là một trong những vùng ổn định nhất của hành tinh, về vị trí (vĩ độ) và về hoạt động. Rìa phía bắc của EZ chứa dải mây ngoạn mục, lan ra từ phía tây nam của NEB, được bao bọc bởi các đốm nóng tối (nhưng có bức xạ hồng ngoại mạnh). Tuy đường biên giới của EZ thường ổn định, các quan sát từ cuối thế kỷ 19 đến đầu thế kỷ 20 cho thấy cấu trúc hình dạng của vùng này trước đây đã bị đảo ngược so với hiện nay. EZ thay đổi màu sắc đáng kể, từ trắng nhạt sang màu thổ hoàng, hoặc thậm chí màu đồng; đôi khi nó được chia đôi bởi một vành đai xích đạo (EB). Các điểm đặc trưng trong EZ chuyển động ở tốc độ khoảng 390 km/h so với các đặc trưng ở các vĩ độ khác.

Vùng nhiệt đới phía nam, gồm Vành đai Xích đạo Nam (SEB) và Đới Nhiệt đới Nam (STrZ). Đây là khu vực hoạt động mạnh nhất của hành tinh, vì đây là nơi có dòng tia nghịch hành mạnh nhất. SEB thường là vành đai tối và tối nhất trên Sao Mộc; đôi khi nó bị chia đôi bởi một đới (SEBZ), và có thể mờ đi hoàn toàn từ 3 đến 15 năm trước khi xuất hiện trở lại trong một chu kỳ Hồi sinh SEB. Một khoảng thời gian vài tuần hoặc vài tháng sau khi vành đai này biến mất, một đốm trắng hình thành và phun ra chất màu nâu đậm, được kéo dài thành một vành đai mới bởi gió của Sao Mộc. Vành đai đã biến mất lần gần đây nhất vào tháng 5 năm 2010. Một đặc điểm khác của SEB là một chuỗi dài những xoáy thuận đi phía sau Vết Đỏ Lớn (GRS). Giống như NTrZ, STrZ là một trong những khu vực nổi bật nhất hành tinh; nó không chỉ chứa GRS, mà đôi khi còn chứa một cơn Nhiễu Nhiệt đới Nam (STrD), một thành phần của đới có thể tồn tại khá lâu; một trong những nhiễu loạn như vậy tồn tại từ năm 1901 đến năm 1939.

Vùng ôn đới nam, chứa Vành đai Ôn đới Nam (STB), là một vành đai nữa tối và rất rõ, rõ hơn cả NTB; cho đến tháng 3 năm 2000, các đặc trưng nổi bật của nó gồm các đốm trắng tồn tại lâu là BC, DE, và FA. Các đốm này đã nhập vào nhau vào năm 2000, trở thành Bầu dục BA. Các đốm này đã từng nằm trong Đới Ôn đới Nam (STZ), nhưng sau di chuyển sang STB.

Có các điểm đặc trưng khác trên khí quyển Sao Mộc nhưng chỉ xuất hiện trong thời gian ngắn hoặc khó quan sát từ Trái Đất. Vùng Ôn đới Nam Nam khó quan sát hơn cả Vùng Ôn đới Bắc Bắc; các chi tiết của nó rất tinh tế và chỉ có thể được nghiên cứu tốt bởi kính viễn vọng lớn hoặc tàu vũ trụ. Nhiều đới và vành đai có tính chất tạm thời hơn và không phải lúc nào cũng có thể nhìn thấy được; chúng gồm Vành đai Xích đạo (EB), Đới Vành đai Xích đạo Bắc (NEBZ, một đới màu trắng nằm trong NEB) và Đới Vành đai Xích đạo Bắc (SEBZ). Các vành đai cũng thỉnh thoảng bị chia cắt bởi những nhiễu loạn đột ngột. Khi một sự nhiễu loạn phân chia một vành đai hoặc một đới, một N hoặc S được thêm vào các thành phần đã bị chia ra, để cho biết liệu thành phần đó là ở phía bắc hoặc phía nam; ví dụ, NEB(N) và NEB(S).

Động lực học

nhỏ|Minh họa mô hình cấu trúc bên trong của Sao Mộc, với một lõi đá nhỏ được giả định nằm ở tâm, phủ bởi những lớp vật chất lỏng dày của [[hiđrô kim loại, chuyển tiếp dần dần sang dạng khí ở lớp ngoài cùng.]]

Sự lưu thông trong khí quyển Sao Mộc khác biệt rõ rệt so với Trái Đất. Lõi của sao Mộc có phần lớn là chất lỏng, nếu bỏ qua một lõi đá rắn nhỏ giả định nằm ở tâm. Do đó sự đối lưu có thể xảy ra trong toàn bộ phần vỏ chứa các phân tử của hành tinh. Cho đến năm 2008, một lý thuyết toàn diện về động lực học của khí quyển Sao Mộc vẫn chưa được phát triển. Bất kỳ một lý thuyết nào như vậy đều cần giải thích được các sự kiện sau: sự tồn tại của các vành đai hẹp và ổn định, sự tồn tại của các dòng tia ổn định, sự phân bố khá đối xứng qua đường xích đạo của các vành đai hẹp và ổn định và các dòng tia ổn định, các dòng tia thuận hành mạnh quan sát được ở đường xích đạo, sự khác biệt giữa các đới và vành đai, và nguồn gốc và sự tồn tại lâu dài của các luồng xoáy lớn, chẳng hạn như Vết Đỏ Lớn. Vì cả hai lý thuyết đều có những thành công và thất bại riêng, nhiều nhà khoa học hành tinh cho rằng lý thuyết thực sự sẽ bao gồm các yếu tố của cả hai mô hình.

Mô hình nông

Những nỗ lực đầu tiên để giải thích động lực học khí quyển Sao Mộc bắt đầu từ những năm 1960. Các nỗ lực này một phần là dựa vào hiểu biết về khí tượng trên Trái Đất, theo những mô hình nông đã bắt đầu được phát triển tốt vào thời điểm đó. Những mô hình nông này cho rằng các dòng tia trên Sao Mộc xuất phát từ những dòng chảy rối nhỏ, và được duy trì bởi sự đối lưu ẩm ở lớp ngoài của khí quyển (phía trên các đám mây nước). Sự đối lưu ẩm là một hiện tượng liên quan đến sự ngưng tụ và bốc hơi của nước và là một trong những động lực chính của các hiện tượng thời tiết ở Trái Đất. Cách tạo ra các dòng tia trong mô hình này có liên quan đến một tính chất nổi tiếng của dòng chảy rối hai chiều - cái gọi là thác nghịch đảo, trong đó các cấu trúc dòng chảy rối nhỏ (luồng xoáy) kết hợp thành những khối lớn hơn. Kích thước giới hạn của hành tinh có nghĩa là hiệu ứng thác nghịch đảo không thể tạo ra các cấu trúc lớn hơn một số quy mô nhất định, ​gọi là kích thước Rhines trong trường hợp của Sao Mộc. Sự tồn tại của kích thước Rhines liên quan đến cơ chế tạo ra các sóng Rossby. Quá trình này hoạt động như sau: khi các cấu trúc nhiễu loạn lớn nhất đạt đến một kích cỡ nhất định, năng lượng bắt đầu chảy vào sóng Rossby thay vì các cấu trúc lớn hơn, và hiệu ứng thác nghịch đảo bị dừng lại. Vì trong hành tinh hình cầu quay nhanh, sự phụ thuộc của tốc độ vào bước sóng của sóng Rossby là vô hướng, khiến kích thước Rhines theo hướng song song với đường xích đạo lớn hơn theo hướng trực giao với nó. Các phiên bản phức tạp hơn của các mô hình thời tiết, sử dụng nhiều tầng khí tượng, tạo ra các lưu thông khí quyển ổn định hơn, nhưng nhiều vấn đề vẫn tồn tại. Trong khi đó, tàu thăm dò Galileo phát hiện ra gió trên Sao Mộc vẫn thổi mạnh ở sâu bên dưới các đám mây nước ở 5–7 bar và không cho thấy bất kỳ dấu hiệu nào của sự giảm tốc độ gió ngay cả ở độ sâu với áp suất 22 bar, có nghĩa là sự lưu thông khí quyển Sao Mộc thực tế có thể sâu.]] Mô hình sâu đã được Busse đề xuất lần đầu tiên vào năm 1976. Mô hình của ông dựa trên một tính chất nổi tiếng khác của cơ học chất lỏng, định lý Taylor-Proudman. Định lý này cho biết rằng trong bất kỳ chất lỏng hướng áp lý tưởng nào quay nhanh, các dòng chảy được tổ chức trong một loạt các ống song song với trục quay. Các điều kiện để áp dụng định lý này có thể có trong lõi lỏng của Sao Mộc. Vì vậy, lớp vỏ chứa hydro phân tử của hành tinh có thể được chia thành các ống, mỗi ống có sự lưu thông độc lập với các ống khác. Những vĩ độ có đường biên ngoài và đường biên trong của các ống giao với bề mặt nhìn thấy của hành tinh sẽ tương ứng với các dòng tia; còn phần bên trong của các ống giao với bề mặt nhìn thấy của hành tinh sẽ được quan sát ứng với các đới và vành đai.

Mô hình sâu dễ dàng giải thích được các dòng tia thuận hành mạnh mẽ quan sát thấy được ở đường xích đạo của sao Mộc; các dòng tia được tiên đoán bởi mô hình sâu là ổn định và không tuân theo tiêu chuẩn ổn định hai chiều. Một vấn đề nữa với các mô hình sâu là cần giải thích đầy đủ về nguồn động lực cho các dòng lưu thông sâu. Các dòng chảy sâu có thể được gây ra bởi cả các lực nông (ví dụ như đối lưu ẩm) hoặc bởi sự đối lưu sâu trên toàn bộ hành tinh để mang nhiệt ra khỏi lõi của Sao Mộc. Sao Mộc phát ra nhiều nhiệt hơn là lượng nhiệt nó nhận được từ Mặt Trời. Tỷ lệ giữa năng lượng phát ra từ hành tinh và hấp thụ từ mặt trời được ước tính là vào khoảng . Thông lượng nhiệt từ lõi Sao Mộc tỏa ra là , trong khi tổng công suất phát ra là . Công suất phát nhiệt của Sao Mộc xấp xỉ bằng một phần tỷ của tổng công suất phát nhiệt của Mặt Trời. Nhiệt dư này chủ yếu là nhiệt nguyên thủy từ giai đoạn đầu của sự hình thành Sao Mộc, nhưng có thể được đóng góp một phần từ sự kết tủa heli vào trong lõi.

Nội nhiệt của Sao Mộc có thể là quan trọng đối với động lực học của khí quyển Sao Mộc. Trong khi sao Mộc có độ nghiêng trục quay nhỏ, khoảng 3°, và vùng cực của nó nhận được ít bức xạ Mặt Trời hơn rất nhiều so với vùng xích đạo, nhiệt độ tầng đối lưu không thay đổi đáng kể từ xích đạo đến cực. Một cách giải thích là các dòng đối lưu trong lõi của Sao Mộc hoạt động như một bộ ổn nhiệt, giải phóng nhiệt cho vùng cực nhiều hơn ở vùng xích đạo. Điều này dẫn đến một nhiệt độ thống nhất trong tầng đối lưu. Trong khi nhiệt được vận chuyển từ đường xích đạo đến các cực ở Trái Đất chủ yếu thông qua lớp thời tiết, trên Sao Mộc sự đối lưu sâu giúp cân bằng nhiệt. Sự đối lưu trong lõi Sao Mộc được cho là chủ yếu do nội nhiệt.

Một số điểm đặc trưng

Các luồng xoáy

thumb|right|Ảnh chụp [[hồng ngoại khí quyển Sao Mộc, vùng gần GRS ở Nam bán cầu, bởi New Horizons, cho thấy nhiều luồng xoáy khác nhau. Màu sắc trong ảnh là giả, được tạo ra bằng cách cho màu đỏ ứng với ảnh chụp ở bước sóng ánh sáng 1,28 micrômét, màu xanh lá cây ứng với 1,30 micrômét và màu xanh dương ứng với 1,36 micrômét, là các bước sóng hồng ngoại để thăm dò các độ cao khác nhau của khí quyển Sao Mộc.]]

Khí quyển Sao Mộc có hàng trăm luồng xoáy — các cấu trúc chuyển động xoay tròn, giống như ở khí quyển Trái Đất, được chia làm hai loại: xoáy thuận và xoáy nghịch. Tuổi thọ của các luồng xoáy của Sao Mộc dao động từ vài ngày đến hàng trăm năm, tùy thuộc vào kích cỡ của chúng. Ví dụ, tuổi thọ trung bình của một xoáy nghịch có đường kính từ 1000 đến 6000 km là 1 đến 3 năm. Các luồng xoáy chưa bao giờ được quan sát thấy ở vùng xích đạo của sao Mộc (trong vĩ độ từ 10° trở xuống), nơi chúng không ổn định. Tuy nhiên Sao Mộc có hai xoáy nghịch tương đối khác biệt so với các xoáy nghịch khác. Chúng là Vết Đỏ Lớn (GRS) đã tồn tại hàng trăm năm Các mảng này được gọi là vùng xoáy thuận (CR). Các xoáy thuận luôn nằm trong các vành đai và có xu hướng kết hợp khi chúng gặp nhau, giống như xoáy nghịch.]] Vết Đỏ Lớn (GRS) là một bão xoáy nghịch tồn tại lâu dài, ở 22° Nam bên dưới xích đạo của Sao Mộc; các quan sát từ Trái Đất cho thấy cơn bão này đã tồn tại ít nhất là 350 năm. Một cơn bão đã được Gian Domenico Cassini mô tả là "vết vĩnh cữu" sau khi quan sát thấy vết này vào tháng 7 năm 1665 cùng với nhà sản xuất thiết bị quan sát của ông là Eustachio Divini. Theo một báo cáo của Giovanni Battista Riccioli vào năm 1635, Leander Bandtius, người mà Riccioli xác định là Linh mục của Dunisburgh, người sở hữu một "kính thiên văn tuyệt vời", đã quan sát thấy một vết lớn mà ông mô tả là "hình bầu dục, bề ngang dài nhất bằng một phần bảy của đường kính của sao Mộc". Theo Riccioli, "những đặc điểm này hiếm khi có thể nhìn thấy, chỉ thấy được bằng một kính viễn vọng có chất lượng và độ phóng đại vượt trội". Tuy nhiên, từ những năm 1870, Vết Đỏ Lớn đã được quan sát thấy liên tục cho đến nay.

GRS quay theo chiều ngược kim đồng hồ, với chu kỳ quay khoảng sáu ngày Trái Đất, hoặc 15 ngày Sao Mộc. Đường kính của nó là 24000 – 40000 km theo phương đông-tây và 12000 – 14000 km theo phương bắc-nam. GRS đủ lớn để chứa hai hoặc ba hành tinh có kích thước bằng Trái Đất. Vào đầu năm 2004, GRS có kích thước theo phương dài nhất bằng khoảng một nửa kích thước mà nó đã có một thế kỷ trước, khi đường kính của nó đã là khoảng 40000 km. Với tốc độ giảm kích thước hiện tại, nó có thể trở thành hình tròn vào năm 2040, mặc dù điều này khó có thể xảy ra vì ảnh hưởng có thể gây méo mó của các dòng tia ở gần nó. Chưa có dự báo nào về việc GRS sẽ còn tồn tại bao lâu nữa, hoặc liệu sự thay đổi về kích thước có phải là một phần của dao động kích thước bình thường không.

thumb|Hình ảnh hồng ngoại của GRS (trên bên phải) và Bầu dục BA (dưới bên trái) thể hiện phần trung tâm lạnh hơn của chúng, được chụp bởi kính thiên văn [[Very Large Telescope. Một hình ảnh được thực hiện bởi Kính viễn vọng Không gian Hubble được trưng bày ở phía dưới để so sánh.]] Theo một nghiên cứu của các nhà khoa học tại Đại học California, Berkeley, từ năm 1996 đến năm 2006, GRS mất 15% đường kính của nó dọc theo trục chính của nó. Xylar Asay-Davis, người thuộc nhóm tiến hành nghiên cứu, lưu ý rằng GRS sẽ không biến mất bởi vì "vận tốc là một phép đo có ý nghĩa hơn kích thước, do các đám mây liên quan đến GRS cũng chịu ảnh hưởng mạnh mẽ bởi nhiều hiện tượng khác trong bầu khí quyển xung quanh."

Dữ liệu hồng ngoại từ lâu đã chỉ ra rằng GRS lạnh hơn (và do đó, nằm ở độ cao cao hơn) so với hầu hết các đám mây khác trên hành tinh này; đỉnh của GRS cao hơn khoảng 8 km so với các đám mây xung quanh. Ngoài ra, các theo dõi một cách cẩn thận các điểm đặc trưng khí quyển đã cho thấy sự quay vòng ngược chiều kim đồng hồ của GRS từ năm 1966 – quan sát này được khẳng định mạnh mẽ bởi những bộ phim lần đầu tiên thu được qua những chuyến bay của Voyager. GRS bị kẹp giữa một dòng tia chảy về hướng đông (thuận hành) ở rìa nam của nó, và một dòng tia khác chảy về phía tây (nghịch hành) rất mạnh ở rìa bắc của nó. Mặc dù gió xung quanh rìa của GRS có tốc độ cao nhất khoảng 120 m/s (432 km/h), các dòng chảy bên trong nó có vẻ bị ứ đọng, với rất ít dòng chảy đi vào hoặc đi ra khỏi nó. Chu kỳ xoay của GRS đã giảm dần theo thời gian, có thể là hệ quả trực tiếp từ việc giảm kích thước của nó. Trong năm 2010, các nhà thiên văn học đã chụp ảnh GRS trong phổ hồng ngoại xa (bước sóng từ 8,5 đến 24 μm) với độ phân giải không gian cao hơn bao giờ hết, và thấy rằng vùng trung tâm của nó, vùng đỏ nhất, nóng hơn môi trường xung quanh khoảng 3-4 K. Khí ấm nằm ở phần trên của tầng đối lưu, ở khoảng áp suất 200-500 mbar. Vùng trung tâm ấm này quay ngược lại một cách chậm, có thể là do sự sụt lún của khí ở trung tâm GRS.

Vĩ độ của Vết Đỏ Lớn đã ổn định trong toàn bộ khoảng thời gian có được các quan sát tốt về nó, chỉ dao động khoảng một độ. Tuy nhiên, kinh độ của nó chịu sự thay đổi liên tục. Vì các điểm đặc trưng nhìn thấy được của Sao Mộc, ở các vĩ độ khác nhau, không cùng quay với một tốc độ chung, quanh trục quay của Sao Mộc, các nhà thiên văn học đã thiết lập ba hệ thống khác nhau để xác định kinh độ. Hệ thống II được sử dụng cho các vĩ độ trên 10°, và ban đầu dựa vào tốc độ quay trung bình của GRS, có chu kỳ quay là 9 giờ 55 phút 42 giây. Tuy vậy, so với hệ quy chiếu của Hệ thống II, GRS đã quay được ít nhất 10 vòng quanh hành tinh, kể từ đầu thế kỷ 19. Tốc độ trôi dạt của GRS đã thay đổi đáng kể qua nhiều năm và có liên quan đến độ sáng của Vành đai Xích đạo Nam, và sự hiện diện hoặc không hiện diện của Nhiễu Nhiệt đới Nam (STrD).

thumb|So sánh kích thước của Trái Đất với GRS, bằng hình ảnh Trái Đất chồng lên hình chụp GRS ngày 29 tháng 12 năm 2000.

Lý do gây ra màu đỏ của Vết Đỏ Lớn vẫn chưa được biết rõ. Các lý thuyết được hỗ trợ bởi các thí nghiệm trong phòng thí nghiệm cho rằng màu sắc có thể là do các phân tử hữu cơ phức tạp, phosphor đỏ, hoặc một hợp chất lưu huỳnh khác. GRS thay đổi rất nhiều trong màu sắc, từ màu gạch đỏ đến màu cá hồi nhạt, hoặc thậm chí trắng. Nhiệt độ cao hơn của vùng đỏ nhất ở trung tâm là bằng chứng đầu tiên cho thấy màu sắc của nó bị ảnh hưởng bởi các yếu tố môi trường. Vào tháng 11 năm 2014, một kết quả phân tích các dữ liệu gửi từ tàu Cassini của NASA cho thấy màu đỏ có thể là hệ quả của sự phá vỡ liên kết hóa học ở các hóa chất đơn giản bởi ánh sáng Mặt Trời trong tầng cao khí quyển

Dù có tên gọi tương tự, Vết Đỏ Lớn khác hoàn toàn với Vết Tối Lớn, một điểm đặc trưng khác được quan sát gần cực Bắc của sao Mộc vào năm 2000 bởi tàu vũ trụ Cassini-Huygens. Một điểm đặc trưng khác trong bầu khí quyển của Sao Hải Vương cũng được gọi là Vết Tối Lớn; vết này được chụp ảnh bởi Voyager 2 vào năm 1989, có thể đã là một lỗ khí quyển chứ không phải là một cơn bão. Nó đã không còn tồn tại vào năm 1994, mặc dù một điểm tương tự đã xuất hiện xa hơn về phía bắc.

Bầu dục BA

thumb|Bầu dục BA (bên trái).

Bầu dục BA là một cơn bão màu đỏ ở bán cầu Nam của Sao Mộc, có hình dạng tương tự, nhưng nhỏ hơn, Vết Đỏ Lớn (nó còn được gọi là "Vết Đỏ Con"). Là một điểm đặc trưng ở Vành đai Ôn đới Nam, Bầu dục BA lần đầu tiên được nhìn thấy vào năm 2000, hình thành từ việc sáp nhật ba cơn bão nhỏ màu trắng, và cường độ bão của Bầu dục BA đã tăng lên kể từ khi đó.

Sự hình thành của ba cơn bão hình bầu dục trắng mà sau đó được sáp nhập thành Bầu dục BA có thể được lần lại từ năm 1939, khi Đới Ôn đới Nam (STZ) bị xé nát bởi các cấu trúc tối chia cắt đới này thành ba phần dài. Nhà quan sát Sao Mộc Elmer J. Reese đã gán nhãn cho các phần tối là AB, CD và EF. Khi các phần tối mở rộng, chúng làm thu hẹp các phần còn lại của STZ vào các vùng hình bầu dục màu trắng được gán nhãn là FA, BC và DE. Bầu dục BC và DE sáp nhập vào nhau năm 1998, hình thành Bầu dục BE. Sau đó, vào tháng 3 năm 2000, BE và FA cùng hợp lại, hình thành Bầu dục BA. Ngày 24 tháng 2 năm 2006, nhà thiên văn học nghiệp dư Christopher Go, người Philippines, đã phát hiện ra sự thay đổi màu sắc, và thấy nó đã đạt đến cùng một màu như GRS.

Vào tháng 4 năm 2006, một nhóm các nhà thiên văn học, tin rằng Bầu dục BA có thể sẽ sáp nhập với GRS trong năm đó, quan sát các cơn bão qua Kính viễn vọng Không gian Hubble. Hai cơn bão này đi qua nhau hai năm một lần, nhưng các lần đi qua gần nhau vào năm 2002 và năm 2004 đã không tạo ra bất cứ hiện tượng gì đặc biệt. Tiến sĩ Amy Simon-Miller, thuộc Trung tâm Không gian Vũ trụ Goddard, dự báo hai cơn bão lại đi qua nhau vào ngày 4 tháng 7 năm 2006. Trong năm 2006, vào ngày 20 tháng 7, hai cơn bão đã được chụp ảnh bởi Đài quan sát Gemini đi ngang qua nhau nhưng không sáp nhập vào nhau.

Lý do vì sao Bầu dục BA chuyển sang màu đỏ vẫn chưa được biết. Theo một nghiên cứu năm 2008 của Tiến sĩ Santiago Pérez-Hoyos thuộc Đại học Basque Country, cơ chế có khả năng nhất là "sự khuếch tán lên trên và hướng vào tâm bão của một hợp chất màu hoặc một lớp chất phủ có thể tương tác với các photon năng lượng cao của Mặt Trời ở tầng trên của Bầu dục BA". Một số người tin rằng các cơn bão nhỏ (tương ứng với các vết trắng) trên Sao Mộc chuyển sang màu đỏ khi gió trở nên đủ mạnh để kéo một số chất khí nhất định từ sâu trong bầu khí quyển lên trên cao, các loại khí này sẽ thay đổi màu sắc khi được phơi ra ngoài ánh sáng Mặt Trời.

Bầu dục BA là một cơn bão đang trở nên mạnh hơn, theo những quan sát được thực hiện bằng Kính viễn vọng Không gian Hubble năm 2007. Tốc độ gió đạt tới 618 km/h; tương đương như ở rìa Vết Đỏ Lớn và mạnh hơn bất kỳ một cơn bão nào đã từng được sáp nhập để sinh ra nó. Tính đến tháng 7 năm 2008, kích thước của nó đã vào cỡ đường kính của Trái Đất - khoảng một nửa kích thước của Vết Đỏ Lớn.), đã bị phá hủy bởi GRS. Vết Đỏ Sơ sinh tiến đến sát GRS vào cuối tháng 6 đến đầu tháng 7 năm 2008, và trong quá trình va chạm, vết đỏ nhỏ hơn bị cắt thành từng mảnh. Các tàn dư của Vết Đỏ Sơ sinh ban đầu quay quanh GRS, sau đó nhập vào GRS. Những mảnh tàn dư cuối cùng có màu đỏ đã biến mất vào giữa tháng 7, và các mảnh còn lại không có màu đỏ lại va chạm với GRS trong lần gặp gỡ tiếp theo và cuối cùng sáp nhập với GRS. Tất cả các mảnh của Vết Đỏ Sơ sinh đã hoàn toàn biến mất vào tháng 8 năm 2008.]] Các cơn dông bão trên Sao Mộc tương tự như các cơn dông trên Trái Đất. Chúng được quan sát thấy ở dạng các đám mây dầy và sáng có kích thước khoảng 1000 km, thỉnh thoảng xuất hiện ở vùng xoáy thuận của các vành đai, đặc biệt là trong các dòng tia mạnh chảy về hướng tây (nghịch hành). Trái ngược với các luồng xoáy, dông bão của Sao Mộc là hiện tượng có thời gian tồn tại ngắn ngủi; các cơn dông bão mạnh nhất có thể tồn tại trong vài tháng, trong khi tuổi thọ trung bình của các cơn dông chỉ 3-4 ngày.

Dông bão trên Sao Mộc luôn đi kèm với sét. Hình ảnh của nửa tối của sao Mộc bởi các tàu vũ trụ Galileo và Cassini đã cho thấy những chớp nháy thường xuyên xuất hiện ở các vành đai của Sao Mộc và gần vị trí của các dòng tia chảy về hướng tây, đặc biệt ở các vĩ độ 51° bắc, 56° nam và 14° nam. Các tia sét trên Sao Mộc có năng lượng trung bình gấp vài lần so với các tia sét trên Trái Đất. Tuy nhiên, chúng ít gặp hơn; công suất phát sáng do tia sét từ một khu vực nhất định trên bề mặt Sao Mộc ở mức tương tự như trên Trái Đất.]] Nguồn gốc của các đốm nóng vẫn chưa được làm rõ. Các đốm nóng có thể là các dòng giáng, nơi có dòng khí hạ dần độ cao và bị hâm nóng đoạn nhiệt và bị khô đi, hoặc là, chúng có thể là biểu hiện của các sóng có quy mô hành tinh. Giả thuyết sử dụng sóng ở quy mô hành tinh giải thích các hình dạng lặp lại có chu kỳ của các đốm nóng xích đạo.

Lịch sử quan sát

thumb|trái|Hoạt hình ghép từ các ảnh chụp bởi [[Voyager 1 khi nó tiến gần tới Sao Mộc.]]

Các nhà thiên văn học thời xưa đã sử dụng kính viễn vọng nhỏ để ghi nhận lại sự thay đổi hình dạng của khí quyển Sao Mộc. Các thuật ngữ khác như tính xoáy, chuyển động thẳng đứng, độ cao mây đã được đưa vào sử dụng sau này, vào thế kỷ 20. cho thấy ngoài các đặc điểm dễ quan sát ở tầng đối lưu, còn có các cấu trúc đặc trưng ở các tầng cao hơn.]]

Ngày nay, các nhà thiên văn học có được sự theo dõi liên tục về hoạt động khí quyển của sao Mộc nhờ các kính thiên văn như Kính thiên văn Không gian Hubble. Các kết quả quan sát liên tục cho thấy khí quyển Sao Mộc đôi khi bị ảnh hưởng bởi những rối loạn lớn, nhưng nói chung, nó rất ổn định.

Tàu thăm dò Galileo, khi hạ xuống khí quyển Sao Mộc, đã đo được vận tốc gió, nhiệt độ, thành phần hóa học, sự hiện diện của các đám mây, và nồng độ phóng xạ tới độ sâu ở áp suất 22 bar. Tuy nhiên, các thông tin ở các khu vực khác, nơi tàu thăm dò Galileo không hạ xuống, ở độ sâu dưới mức áp suất 1 bar, vẫn chưa có giá trị chắc chắn.

Một bí ẩn nhỏ liên quan đến một đốm trên Sao Mộc được miêu tả vào khoảng năm 1700 trên tấm vải của Donato Creti, được trưng bày tại Vatican. Nó là một phần của một loạt các bảng trưng bày, trong đó các thiên thể khác nhau (được phóng to) được vẽ để làm nền cho các cảnh khác nhau của Ý. Quá trình tạo ra các bức vẽ này được giám sát bởi nhà thiên văn Eustachio Manfredi để đảm bảo tính chính xác. Bức tranh của Creti là bức đầu tiên được biết đến có mô tả GRS là màu đỏ. Không có điểm đặc trưng nào của Sao Mộc được miêu tả chính thức là màu đỏ trước cuối thế kỷ 19.

Các bầu dục trắng

thumb|Các bầu dục trắng sẽ sáp nhập thành Bầu dục BA, được chụp ảnh bởi [[tàu quỹ đạo Galileo vào năm 1997.]]

Các bầu dục trắng, đã sáp nhập thành Bầu dục BA, được hình thành vào năm 1939. Chúng nằm trải dài trong một vùng rộng gần 90 độ theo kinh độ, ngay sau khi hình thành, nhưng nhanh chóng co nhỏ lại trong những thập kỷ sau đó; chiều dài của chúng ổn định ở mức 10 độ hoặc ít hơn sau năm 1965. Mặc dù chúng ban đầu là các phân mảnh của STZ, chúng đã tiến hóa để rồi nằm hoàn toàn bên trong Vành đai Ôn đới Nam (STB), cho thấy rằng chúng đã di chuyển về phía bắc, "đào" một hốc vào STB. Giống như GRS, vòng hoàn lưu của chúng bị kẹp giữa hai dòng tia ngược chiều nhau ở rìa bắc và rìa nam của chúng, với một dòng tia chảy về phía đông nằm ở rìa bắc và một dòng tia nghịch hành chảy theo hướng tây nằm ở rìa nam. Xu hướng chung của tốc độ trôi dạt của các bầu dục trắng là giảm dần, giảm một nửa vào năm 1990 so với năm 1940.

Trong chuyến bay ngang qua Sao Mộc của Voyager, các bầu dục trắng đã nằm trải rộng trong vùng có kích cỡ khoảng 9000 km từ đông sang tây, 5000 km từ bắc xuống nam và có chu kỳ quay khoảng năm ngày (so với chu kỳ quay sáu ngày của GRS vào thời điểm đó).