Selv når man kigger gennem små teleskoper, er Jupiter meget farverig (se figur 9.1). Omkring et dusin parallelle bånd, der spænder i nuance fra blågråt til forskellige nuance af orange, rødbrun og pink, strækker sig ud over den lysegule planetskive. Astronomer kalder de mørkere bånd for bælter og de lysere for zoner. Mange skyer – nogle mørke og andre lyse, nogle cirkulære og andre ovale – kan ses langs kanterne af, eller inden for bælterne. Den mest fremtrædende af disse, er en stor struktur på Jupiters sydlige halvkugle, kendt som den Store Røde Plet (se figur 9.6a og b). Oval i form, med en længde på 25.000 km og en bredde på 12.000 km, kunne den Store Røde Plet nemt indeholde to jordkloder ved siden af hinanden inden for sine grænser (se figur 9.6c).
Ingen ved, hvor længe denne enorme struktur har cirkuleret i Jupiters atmosfære, men den Store Røde Plet blev første gang iagttaget for mere end tre århundreder siden, kort tid efter teleskopet blev opfundet. Siden da, har den varieret uforudsigeligt i størrelse, form, farve og bevægelse, som den driver blandt Jupiters skyer. Farven ændres fra en dyb murstensrød farve til hvidlig, formodentlig på baggrund af sammensætningen af planetens højest beliggende skyer. Små skyer, der bevæger sig langs kanden af den Store Røde Plet viser, at den roterer som en kæmpemæssig hvirvel. Dens skymønster ligner meget en terrestrisk orkan, men den roterer i modsat retning og udviser anticykloniske træk, snarere end cykloniske træk (husk fra kapitel 8, at anticykloniske træk er tegn på højtrykssystemer). På grund af sit farverige udseende og uforudsigelige ændringer, har den Store Røde Plet længe været et yndlingsmål blandt amatørastronomer.
Observeret tæt på af rumsonder, afslører kæmpeplaneterne et væld af strukturer og detaljer. Jupiter-skyerne er et landskab af varierende farve og indviklede formationer (se figur 9.1a). Tidsforskudte optagelser, viser en roterende, hvirvlende kæmpe, med atmosfæriske strømme og hvirvler, der er så komplekse at forskerne stadig ikke fuldt ud forstår detaljerne om, hvordan de interagerer, selv efter årtier af studier. I en serie af tidsforskudte optagelser, observerede Voyager, at nogle skyer på størrelse med Alaska, USA, blev suget ind i den Store Røde Plet hvirvlen. Nogle af disse skyer blev ført rundt om hvirvlen et par gange, og derefter udslynget, mens andre blev opslugt og aldrig blev set igen (se figur 9.7). Andre mindre skyer, der strukturelt og adfærdsmæssigt ligner den Store Røde Plet, ses omkring Jupiters midterste breddegrader.
Skyerne på Saturn, Uranus og Neptun
Gennem et teleskop, udgør Saturn og dens ringe, et syn der ikke kan matches af noget andet himmellegeme (se figur 9.1b). Længere væk og noget mindre, synes planeten at forekomme mindre end halvt så stor som Jupiter, som det også er illustreret i figur 9.3b. Billeder fra Voyager og Cassini af Saturns atmosfære, viser brede bånd og individuelle skyer, som for Jupiter. Båndene har tendens til at være bredere end dem på Jupiter. På grund af den reducerede solstråling, er deres farver og kontraster langt mere afdæmpede, end dem på Jupiter. Et relativt smalt, bugtende bånd i de midterste nordlige breddegrader, omkranser planeten på en måde, der ligner Jordens jetstrøm (se figur 9.8). De største atmosfæriske strukturer på Saturn, er omkring størrelsen af det kontinentale USA, men mange er mindre end jordiske orkaner. Nærbilleder fra Cassini rumsonden, viser enorme lynproducerende storme i en region på Saturns sydlige halvkugle, kendt som ”Storm Alley”. Individuelle skyer på Saturn, kan oftest ikke ses fra Jorden, men i december 2010 opstod der er stor storm, der var lige akkurat synlig i store amatørteleskoper. Denne store storm, viklede sig til sidst rundt om hele planeten (se figur 9.9).
I de fleste teleskoper, ses Uranus og Neptun visuelt, som små, strukturløse skiver, med en lyseblå til grønlig farve (svarende til Voyager-billedet i figur 9.2a). Men med de største jordbaserede teleskoper som Keck og Gemini, eller rumteleskoperne, afslører optisk og infrarød billeddannelse, en række individuelle skyer og bælter. Billeder viser atmosfæriske bånd og små skyer, der ligner dem der ses på Jupiter og Saturn, men mere afdæmpede (se figur 9.10). Atmosfærerne på Uranus og Neptun, er rig på metan, og metan er en absorberer stærkt infrarødt lys. Observationer foretaget i forskellige spektrale områder, giver yderligere information: i figur 9.10, synes atmosfærerne på Uranus og Neptun som mørke, på grund af den stærke absorbans af reflekteret sollys, så de højest beliggende skyer og bånd, skiller dig ud i skarp kontrast.
Et antal lyse skybånd, ses i Hubble Space Telescope billederne af Neptuns atmosfære (se figur 9.10b). Beliggende nær planetens tropopause, kaster disse skybånd deres skygger nedad gennem den klare øvre atmosfære og ned på et tykt skylag cirka 50 km under dem (se figur 9.11). Nogle af Neptuns skyder er mørke. En stor, mørk, oval struktur, der kan ses på den sydlige halvkugle, minder meget om Jupiters Store Røde Plet. Forudsigeligt nok, kaldte astronomerne den for den Store Mørke Plet (se figur 9.12). Neptun-strukturen var dog mere grå end rød, og den ændrede sig hurtigere i længde og form, end den Store Røde Plet gør det, og så manglede den varigheden som den Store Røde Plet har. Da Hubble Space Telescope observerede Neptun i 1994, var den Store Mørke Plet forsvundet, og den er ikke blevet set siden. På det tidspunkt, var der dog en anden mørk plet af tilsvarende størrelse, der var opstået på Neptuns nordlige halvkugle.
En rejse ind i skyerne
Det visuelle indtryk af kæmpeplaneterne set fra Jorden, er baseret på en todimensionel visning af deres skytoppe. Atmosfærerne er dog tredimensionelle strukturer, hvor temperatur, massefylde, tryk og selv den kemiske sammensætning, varierer med højden og henover vandrette afstande. Som regel falder den atmosfæriske temperatur, tæthed og tryk, alle sammen med stigende højde, selvom temperaturen somme tider stiger igen i meget store højder, som det er tilfældet i Jordens atmosfære. Stratosfærerne over skytoppene på kæmpeplaneterne, virker relativt klare, men nærmere inspektion viser, at de indeholder lag af tynd dis, der bedst ses i profil over en planets kant. Sammensætningen af disens partikler er ukendt, men det er sandsynligt, at de er fotokemiske – smoglignende – produkter, som opstår når ultraviolet sollys indvirker på carbonhydridgasser, som for eksempel metan.
I Jordens atmosfære, er vand det eneste stod der kan kondensere til skyer. Men i Jupiters atmosfære og i de øvrige kæmpeplaneters atmosfære, er der et større udvalg af temperaturer og tryk, så flere slags flygtige stoffer kan kondensere og danne skyer (se figur 9.13). Under disse planeters skytoppe, findes tætte skyer adskilt af regioner med en relativt klar atmosfære. Fordi hver slags flygtige stoffer, som for eksempel vand og ammoniak, kondenserer ved et bestemt temperatur og tryk, dannes skyerne af de flygtige stoffer i hver sin højde. Konvektion, bærer hvert flygtigt stof opad sammen med alle andre atmosfæriske gasser, og når hver enkelt flygtige stof når den højde, hvor det har sin kondensationstemperatur, kondenseres og separeres det meste af det flygtige materiale ud fra de andre gasser. Meget lidt af de flygtige stoffer, bæres længere op end der hvor de kondenserer. Under hvert kondensationsskylag, blandes de flygtige stoffer frit som en gasformig atmosfærisk bestanddel. Over stoffets kondensationshøjde, er hvert stof stærkt reduceret i mængde, i forhold til de øvrige flygtige stoffer.
Afstanden for hver planet til Solen, bestemmer til dels dens troposfæriske temperatur. Jo længere planeten er fra Solen, desto koldere vil dens troposfære være. Derfor bestemmer afstanden fra Solen den højde, hvor et bestemt flygtigt stof – for eksempel vand eller ammoniak – vil kondensere og danne skylag, på en given planet (se figur 9.13). Hvis temperaturen er forhøj, kan nogle flygtige stoffer slet ikke kondensere. De højeste skyer i de frie atmosfærer for Uranus og Neptun, er krystaller af metan-is. De højeste skyer på Jupiter og Saturn, består af ammoniak-is. Metan eksisterer kun på gasform i hele den varmere atmosfære på Jupiter og Saturn.
I 1995, efter 6 års rejse, blev den atmosfæriske sonde på Galileo rumsonden sendt ned i Jupiters atmosfære. Nær toppen af Jupiters troposfære, ved en temperatur på cirka -140 ºC (omkring 130 K), fandt den et lag hvor ammoniak var kondenseret. Dernæst fandt den et lag af ammoniumhydrosulfid-skyer, ved en temperatur på cirka -80 ºC (omkring 190 K). Kort tid herefter, stoppede kommunikationen fra sonden (Mens Galileo sonden langsomt i faldskærm, faldt ned gennem atmosfæren, svigtede sonden til sidst ved et atmosfærisk tryk på 22 atm og en temperatur på 100 º [273 K], formodentlig fordi dens sender blev for varm). Hvad der ligger under dette niveau af Jupiters atmosfære, overlades for nu, til atmosfæriske modeller.
Hvorfor er nogle skyer så farverige, især på Jupiter? I deres reneste form, er de isformer, der udgør kæmpeplaneternes skyer, slle hvide ligesom sne er det på Jorden. De farverige toner og nuancer må komme fra urenheder i iskrystallerne, ligesom farvestoffer farver iskrystallerne i sluch ice. Disse urenheder er sandsynligvis grundstofferne svovl og phosphor, såvel som forskellige organiske stoffer frembragt ved fotokemiske virkninger fra sollyset på atmosfæriske carbonhydrider (kulstofkæder med vedhæftede hydrogenatomer). Ultraviolette fotoner fra Solen, har nok energi til at opdele molekylerne af carbonhydrider, som for eksempel metan, acetylen, ethan med flere. De molekylære fragmenter, kan derefter rekombinere sig, til dannelse af komplekse organiske forbindelser, der kondenserer til faste partikler, hvoraf mange er ret farverige. Fotokemiske reaktioner forekommer også i Jordens atmosfære. Nogle af de fotokemiske produkter der dannes tæt på Jordens overflade, kaldes smog.
Uranus og Neptun, er ille blågrønne på grund af skyerne. De øvre troposfærer på Uranus og Neptun, er forholdsvis klare, med kun nogle få, hvide skyer, der sandsynligvis er sammensat af metan-iskrystaller, so forekommer her og der. Metangas er meget mere rigelig i mængde i Uranus’ og Neptuns atmosfærer, end i Jupiters og Saturns atmosfærer. Ligesom vand, har metangas en tendens til selektivt at absorbere de længere bølgelængder af lysegult, orange og rødt. Apsorption af de længere bølgelængder, efterlader kun de kortere bølgelængder – grøn og blå – til at blive spredt i den relativt skyfri atmosfære på Uranus og Neptun. Dette giver dem den karakteristiske blågrønne farve. Molekylær spredning, bidrager til den blålige farve og er så stærk i den klare Uranus-atmosfære, at den helt skjuler de tykke ammoniak- og vandskylag, der ligger meget længere nede.