Júpiter es el quinto planeta desde el Sol, el más grande del Sistema Solar. Junto con Saturno, Urano y Neptuno, Júpiter está clasificado como un gigante gaseoso.
El planeta es conocido por la gente desde la antigüedad, lo que se refleja en la mitología y creencias religiosas de diversas culturas: mesopotámica, babilónica, griega y otras. El nombre moderno de Júpiter proviene del nombre del antiguo dios supremo romano del trueno.
Varios fenómenos atmosféricos en Júpiter, como tormentas, relámpagos y auroras, tienen una escala de órdenes de magnitud mayor que los de la Tierra. Una formación notable en la atmósfera es la Gran Mancha Roja, una tormenta gigante conocida desde el siglo XVII.
Júpiter tiene al menos 67 lunas, las mayores de las cuales (Ío, Europa, Ganímedes y Calisto) fueron descubiertas por Galileo Galilei en 1610.
Los estudios de Júpiter se llevan a cabo utilizando telescopios terrestres y orbitales; Desde la década de 1970, se han enviado al planeta 8 sondas interplanetarias de la NASA: Pioneers, Voyagers, Galileo y otras.
Durante las grandes oposiciones (una de las cuales ocurrió en septiembre de 2010), Júpiter es visible a simple vista como uno de los objetos más brillantes del cielo nocturno después de la Luna y Venus. El disco y las lunas de Júpiter son objetos de observación populares para los astrónomos aficionados, ya que han realizado varios descubrimientos (como el cometa Shoemaker-Levy, que chocó con Júpiter en 1994, o la desaparición del cinturón ecuatorial sur de Júpiter en 2010).
Rango óptico
En la región infrarroja del espectro se encuentran las líneas de las moléculas de H2 y He, así como las líneas de muchos otros elementos. El número de los dos primeros contiene información sobre el origen del planeta y la composición cuantitativa y cualitativa del resto, sobre su evolución interna.
Sin embargo, las moléculas de hidrógeno y helio no tienen momento dipolar, lo que significa que las líneas de absorción de estos elementos son invisibles hasta que la absorción debida a la ionización por impacto se vuelve dominante. Por otro lado, estas líneas se forman en las capas superiores de la atmósfera y no contienen información sobre las capas más profundas. Por lo tanto, los datos más fiables sobre la abundancia de helio e hidrógeno en Júpiter se obtuvieron del módulo de aterrizaje Galileo.
En cuanto al resto de elementos, también surgen dificultades en su análisis e interpretación. Hasta ahora es imposible decir con total certeza qué procesos tienen lugar en la atmósfera de Júpiter y con qué fuerza afectan a la composición química, tanto en las regiones internas como en las capas externas. Esto crea ciertas dificultades en una interpretación más detallada del espectro. Sin embargo, se cree que todos los procesos capaces de influir de una forma u otra en la abundancia de elementos son locales y muy limitados, de modo que no son capaces de cambiar globalmente la distribución de la materia.
Júpiter también emite (principalmente en la región infrarroja del espectro) un 60% más de energía de la que recibe del Sol. Debido a los procesos que conducen a la producción de esta energía, Júpiter disminuye aproximadamente 2 cm por año.
rango gamma
La emisión de rayos gamma de Júpiter está asociada con la aurora y también con la emisión del disco. Grabado por primera vez en 1979 por el Laboratorio Espacial Einstein.
En la Tierra, las regiones de las auroras en rayos X y ultravioleta casi coinciden, sin embargo, en Júpiter este no es el caso. La región de las auroras de rayos X se encuentra mucho más cerca del polo que la de las auroras ultravioleta. Las primeras observaciones revelaron una pulsación de radiación con un período de 40 minutos, sin embargo, en observaciones posteriores esta dependencia es mucho peor.
Se esperaba que el espectro de rayos X de las auroras aurorales de Júpiter fuera similar al espectro de rayos X de los cometas, pero las observaciones del Chandra han demostrado que este no es el caso. El espectro consta de líneas de emisión con picos en las líneas de oxígeno cerca de 650 eV, en las líneas de OVIII a 653 eV y 774 eV, y en OVII a 561 eV y 666 eV. También existen líneas de emisión a energías más bajas en la región espectral de 250 a 350 eV, posiblemente pertenecientes a azufre o carbono.
Los rayos gamma no asociados con la aurora fueron detectados por primera vez mediante observaciones ROSAT en 1997. El espectro es similar al espectro de las auroras, pero en la región de 0,7-0,8 keV. Las características espectrales están bien descritas mediante un modelo de plasma coronal con una temperatura de 0,4-0,5 keV con metalicidad solar, con la adición de líneas de emisión de Mg10+ y Si12+. La existencia de este último puede estar asociada con la actividad solar en octubre-noviembre de 2003.
Las observaciones del observatorio espacial XMM-Newton han demostrado que la emisión de rayos gamma del disco son rayos X solares reflejados. A diferencia de las auroras, no se detectó periodicidad en los cambios en la intensidad de la radiación en escalas de 10 a 100 minutos.
radiovigilancia
Júpiter es la fuente de radio más potente (después del Sol) del Sistema Solar en el rango de longitud de onda de los decímetros. La emisión de radio es esporádica y alcanza 10-6 en el pico de la ráfaga.
Las ráfagas se producen en el rango de frecuencia de 5 a 43 MHz (la mayoría de las veces alrededor de 18 MHz), con una anchura media de aproximadamente 1 MHz. La duración de la ráfaga es corta: de 0,1 a 1 s (a veces hasta 15 s). La radiación está muy polarizada, especialmente en círculo, el grado de polarización alcanza el 100%. Se observa la modulación de la radiación por el satélite cercano de Júpiter, Io, que gira dentro de la magnetosfera: la probabilidad de una explosión es mayor cuando Io está cerca de alargarse con respecto a Júpiter. La naturaleza monocromática de la radiación indica una frecuencia seleccionada, probablemente una girofrecuencia. Las altas temperaturas de brillo (que a veces alcanzan los 1015 K) requieren el uso de efectos colectivos (como los máseres).
La emisión de radio de Júpiter en el rango de milímetros o centímetros es puramente térmica, aunque la temperatura de brillo es ligeramente superior a la temperatura de equilibrio, lo que sugiere un flujo de calor desde el interior. A partir de ondas de ~9 cm, la Tb (temperatura de brillo) aumenta: aparece un componente no térmico asociado con la radiación sincrotrón de partículas relativistas con una energía promedio de ~30 MeV en el campo magnético de Júpiter; con una onda de 70 cm, Tb alcanza un valor de ~5·104 K. La fuente de radiación está ubicada a ambos lados del planeta en forma de dos palas extendidas, lo que indica el origen magnetosférico de la radiación.
Júpiter entre los planetas del sistema solar.
La masa de Júpiter es 2,47 veces mayor que la masa de los demás planetas del sistema solar.
Júpiter es el planeta más grande del sistema solar, un gigante gaseoso. Su radio ecuatorial es de 71,4 mil km, que es 11,2 veces el radio de la Tierra.
Júpiter es el único planeta cuyo centro de masa con el Sol está fuera del Sol y está aproximadamente a un 7% del radio solar de éste.
La masa de Júpiter es 2,47 veces la masa total de todos los demás planetas del Sistema Solar en conjunto, 317,8 veces la masa de la Tierra y aproximadamente 1000 veces menos que la masa del Sol. La densidad (1326 kg/m2) es aproximadamente igual a la densidad del Sol y es 4,16 veces menor que la densidad de la Tierra (5515 kg/m2). Además, la fuerza de gravedad sobre su superficie, que normalmente se considera la capa superior de las nubes, es más de 2,4 veces mayor que la de la Tierra: un cuerpo que tiene una masa, por ejemplo, de 100 kg, pesará lo mismo que un cuerpo que pesa 240 kg pesa en la superficie de la Tierra. Esto corresponde a una aceleración gravitacional de 24,79 m/s2 en Júpiter frente a 9,80 m/s2 de la Tierra.
Júpiter como "estrella fallida"
Tamaños comparativos de Júpiter y la Tierra.
Los modelos teóricos muestran que si la masa de Júpiter fuera mucho mayor que su masa real, esto provocaría el colapso del planeta. Pequeños cambios de masa no implicarían cambios significativos de radio. Sin embargo, si la masa de Júpiter fuera cuatro veces su masa real, la densidad del planeta aumentaría hasta tal punto que el tamaño del planeta se reduciría considerablemente bajo la influencia de una mayor gravedad. Así, Júpiter parece tener el diámetro máximo que podría tener un planeta con una estructura e historia similar. Con un mayor aumento de masa, la contracción continuaría hasta que, durante la formación estelar, Júpiter se convirtiera en una enana marrón con unas 50 veces su masa actual. Esto da a los astrónomos motivos para considerar a Júpiter como una “estrella fallida”, aunque no está claro si los procesos de formación de planetas como Júpiter son similares a los que conducen a la formación de sistemas estelares binarios. Aunque Júpiter necesitaría ser 75 veces más masivo para convertirse en una estrella, la enana roja más pequeña conocida tiene sólo un 30% más de diámetro.
Órbita y rotación
Cuando se observa desde la Tierra durante la oposición, Júpiter puede alcanzar una magnitud aparente de -2,94 m, lo que lo convierte en el tercer objeto más brillante del cielo nocturno después de la Luna y Venus. A la mayor distancia, la magnitud aparente cae a ?1,61 m. La distancia entre Júpiter y la Tierra varía de 588 a 967 millones de kilómetros.
Las oposiciones de Júpiter ocurren cada 13 meses. En 2010, el 21 de septiembre tuvo lugar el enfrentamiento entre el planeta gigante. Las grandes oposiciones de Júpiter ocurren una vez cada 12 años, cuando el planeta está cerca del perihelio de su órbita. Durante este período de tiempo, su tamaño angular para un observador desde la Tierra alcanza los 50 segundos de arco y su brillo es superior a -2,9 m.
La distancia media entre Júpiter y el Sol es de 778,57 millones de kilómetros (5,2 AU) y el período orbital es de 11,86 años. Dado que la excentricidad de la órbita de Júpiter es 0,0488, la diferencia de distancia al Sol en el perihelio y el afelio es de 76 millones de kilómetros.
La principal contribución a las perturbaciones del movimiento de Júpiter la realiza Saturno. El primer tipo de perturbación es secular y actúa en una escala de ~70 mil años, cambiando la excentricidad de la órbita de Júpiter de 0,2 a 0,06 y la inclinación orbital de ~1° a 2°. La perturbación del segundo tipo resuena en una proporción cercana a 2:5 (con una precisión de 5 decimales: 2:4,96666).
El plano ecuatorial del planeta está cerca del plano de su órbita (la inclinación del eje de rotación es de 3,13° frente a los 23,45° de la Tierra), por lo que no hay cambio de estaciones en Júpiter.
Júpiter gira sobre su eje más rápido que cualquier otro planeta del sistema solar. El período de rotación en el ecuador es de 9 horas 50 minutos. 30 segundos, y en latitudes medias: 9 horas 55 minutos. 40 seg. Debido a la rápida rotación, el radio ecuatorial de Júpiter (71492 km) es un 6,49% mayor que el radio polar (66854 km); Por tanto, la compresión del planeta es (1:51,4).
Hipótesis sobre la existencia de vida en la atmósfera de Júpiter
Actualmente, la presencia de vida en Júpiter parece improbable: baja concentración de agua en la atmósfera, ausencia de una superficie sólida, etc. Sin embargo, allá por los años 70, el astrónomo estadounidense Carl Sagan habló de la posibilidad de la existencia de vida a base de amoníaco. vida en las capas superiores de la atmósfera de Júpiter. Cabe señalar que incluso a poca profundidad en la atmósfera joviana, la temperatura y la densidad son bastante altas, y no se puede excluir la posibilidad de al menos evolución química, ya que la velocidad y la probabilidad de que se produzcan reacciones químicas favorecen esto. Sin embargo, la existencia de vida basada en agua y hidrocarburos en Júpiter también es posible: en la capa de la atmósfera que contiene nubes de vapor de agua, la temperatura y la presión también son muy favorables. Carl Sagan, junto con E. E. Salpeter, habiendo realizado cálculos en el marco de las leyes de la química y la física, describieron tres formas imaginarias de vida que podrían existir en la atmósfera de Júpiter:
Composición química
La composición química de las capas internas de Júpiter no puede determinarse mediante métodos de observación modernos, pero la abundancia de elementos en las capas externas de la atmósfera se conoce con una precisión relativamente alta, ya que las capas externas fueron examinadas directamente por el módulo de aterrizaje Galileo, que fue bajado a la atmósfera el 7 de diciembre de 1995. Los dos componentes principales de la atmósfera de Júpiter son el hidrógeno molecular y el helio. La atmósfera también contiene muchos compuestos simples, como agua, metano (CH4), sulfuro de hidrógeno (H2S), amoníaco (NH3) y fosfina (PH3). Su abundancia en la troposfera profunda (por debajo de 10 bar) implica que la atmósfera de Júpiter es rica en carbono, nitrógeno, azufre y posiblemente oxígeno en un factor de 2 a 4 en relación con el Sol.
Otros compuestos químicos, arsina (AsH3) y germano (GeH4), están presentes, pero en pequeñas cantidades.
La concentración de gases inertes, argón, criptón y xenón, supera su cantidad en el Sol (ver tabla), y la concentración de neón es claramente menor. Hay pequeñas cantidades de hidrocarburos simples: etano, acetileno y diacetileno, que se forman bajo la influencia de la radiación ultravioleta solar y partículas cargadas que llegan de la magnetosfera de Júpiter. Se cree que el dióxido de carbono, el monóxido de carbono y el agua en la atmósfera superior se deben a los impactos de cometas como el cometa Shoemaker-Levy 9 con la atmósfera de Júpiter. El agua no puede provenir de la troposfera porque la tropopausa actúa como una trampa fría que impide eficazmente que el agua entre. ascendiendo hasta el nivel de la estratosfera.
Las variaciones de color rojizo de Júpiter pueden deberse a la presencia de compuestos de fósforo, azufre y carbono en la atmósfera. Dado que el color puede variar mucho, se supone que la composición química de la atmósfera también varía de un lugar a otro. Por ejemplo, hay zonas “secas” y “húmedas” con diferentes cantidades de vapor de agua.
Estructura
Modelo de la estructura interna de Júpiter: debajo de las nubes hay una capa de una mezcla de hidrógeno y helio de unos 21 mil km de espesor con una transición suave de la fase gaseosa a líquida, luego una capa de hidrógeno líquido y metálico de 30-50 mil kilómetros de profundidad. En su interior puede haber un núcleo sólido con un diámetro de unos 20 mil kilómetros.
Actualmente, el mayor reconocimiento ha recibido el siguiente modelo de la estructura interna de Júpiter:
1.Atmósfera. Está dividido en tres capas:
a. capa exterior compuesta de hidrógeno;
b. capa media formada por hidrógeno (90%) y helio (10%);
C. la capa inferior, formada por hidrógeno, helio e impurezas de amoníaco, hidrogenosulfato de amonio y agua, forma tres capas de nubes:
a. en la parte superior hay nubes de amoníaco congelado (NH3). Su temperatura es de aproximadamente -145 °C, la presión es de aproximadamente 1 atm;
b. debajo se ven nubes de cristales de hidrosulfuro de amonio (NH4HS);
C. en el fondo hay hielo de agua y, posiblemente, agua líquida, es decir, probablemente, en forma de pequeñas gotas. La presión en esta capa es de aproximadamente 1 atm, la temperatura es de aproximadamente -130 °C (143 K). Por debajo de este nivel el planeta es opaco.
2. Capa de hidrógeno metálico. La temperatura de esta capa varía de 6300 a 21 000 K y la presión de 200 a 4000 GPa.
3. Núcleo de piedra.
La construcción de este modelo se basa en la síntesis de datos observacionales, la aplicación de las leyes de la termodinámica y la extrapolación de datos de laboratorio sobre materia bajo alta presión y alta temperatura. Los principales supuestos que lo sustentan:
Si a estas disposiciones sumamos las leyes de conservación de masa y energía, obtenemos un sistema de ecuaciones básicas.
En el marco de este modelo simple de tres capas, no existe un límite claro entre las capas principales, sin embargo, las áreas de transiciones de fase son pequeñas. En consecuencia, podemos suponer que casi todos los procesos están localizados y esto permite considerar cada capa por separado.
Atmósfera
La temperatura en la atmósfera no aumenta de forma monótona. En él, como en la Tierra, se pueden distinguir la exosfera, la termosfera, la estratosfera, la tropopausa y la troposfera. En las capas más superficiales la temperatura es elevada; A medida que se profundiza, la presión aumenta y la temperatura desciende hasta la tropopausa; A partir de la tropopausa, tanto la temperatura como la presión aumentan a medida que nos adentramos. A diferencia de la Tierra, Júpiter no tiene mesosfera ni una mesopausia correspondiente.
En la termosfera de Júpiter tienen lugar muchos procesos interesantes: es aquí donde el planeta pierde una parte importante de su calor por radiación, es aquí donde se forman las auroras y es aquí donde se forma la ionosfera. Como límite superior se toma el nivel de presión de 1 nbar. La temperatura observada en la termosfera es de 800-1000 K, y por el momento este material factual aún no ha sido explicado en el marco de los modelos modernos, ya que en ellos la temperatura no debería ser superior a unos 400 K. El enfriamiento de Júpiter es También es un proceso no trivial: el ion hidrógeno triatómico (H3+), excepto Júpiter, que se encuentra sólo en la Tierra, provoca una fuerte emisión en la parte del infrarrojo medio del espectro en longitudes de onda entre 3 y 5 μm.
Según mediciones directas del módulo de aterrizaje, el nivel superior de las nubes opacas se caracterizaba por una presión de 1 atmósfera y una temperatura de -107 °C; a una profundidad de 146 km - 22 atmósferas, +153 °C. Galileo también descubrió “puntos cálidos” a lo largo del ecuador. Al parecer, en estos lugares la capa exterior de nubes es fina y se pueden ver zonas interiores más cálidas.
Debajo de las nubes hay una capa de entre 7.000 y 25.000 kilómetros de profundidad, en la que el hidrógeno cambia gradualmente de estado de gas a líquido al aumentar la presión y la temperatura (hasta 6.000 °C). No parece haber un límite claro que separe el hidrógeno gaseoso del hidrógeno líquido. Esto puede parecerse a la ebullición continua de un océano global de hidrógeno.
Capa de hidrógeno metálico
El hidrógeno metálico se produce a altas presiones (alrededor de un millón de atmósferas) y altas temperaturas, cuando la energía cinética de los electrones excede el potencial de ionización del hidrógeno. Como resultado, los protones y los electrones existen en él por separado, por lo que el hidrógeno metálico es un buen conductor de electricidad. El espesor estimado de la capa de hidrógeno metálico es de 42.000 a 46.000 kilómetros.
Las poderosas corrientes eléctricas que surgen en esta capa generan el gigantesco campo magnético de Júpiter. En 2008, Raymond Jeanlaws de la Universidad de California en Berkeley y Lars Stixrud del University College de Londres crearon un modelo de la estructura de Júpiter y Saturno, según el cual el helio metálico también se encuentra en sus profundidades, formando una especie de aleación con el hidrógeno metálico. .
Centro
Utilizando los momentos de inercia medidos de un planeta, se puede estimar el tamaño y la masa de su núcleo. Actualmente se cree que la masa del núcleo es 10 veces la masa de la Tierra y su tamaño es 1,5 veces su diámetro.
Júpiter libera mucha más energía de la que recibe del Sol. Los investigadores sugieren que Júpiter tiene una importante reserva de energía térmica, formada durante el proceso de compresión de la materia durante la formación del planeta. Los modelos anteriores de la estructura interna de Júpiter, que intentaban explicar el exceso de energía liberada por el planeta, permitían la posibilidad de desintegración radiactiva en sus profundidades o la liberación de energía durante la compresión del planeta bajo la influencia de la gravedad.
Procesos entre capas
Es imposible localizar todos los procesos dentro de capas independientes: es necesario explicar la falta de elementos químicos en la atmósfera, el exceso de radiación, etc.
La diferencia en el contenido de helio en las capas exterior e interior se explica por el hecho de que el helio se condensa en la atmósfera y penetra en regiones más profundas en forma de gotitas. Este fenómeno recuerda a la lluvia terrestre, pero no de agua, sino de helio. Recientemente se ha demostrado que el neón puede disolverse en estas gotitas. Esto explica la falta de neón.
Movimiento atmosférico
Animación de la rotación de Júpiter basada en fotografías de la Voyager 1, 1979.
La velocidad del viento en Júpiter puede superar los 600 km/h. A diferencia de la Tierra, donde la circulación atmosférica se produce debido a la diferencia en el calentamiento solar en las regiones ecuatorial y polar, en Júpiter el efecto de la radiación solar sobre la circulación de la temperatura es insignificante; las principales fuerzas impulsoras son los flujos de calor provenientes del centro del planeta y la energía liberada durante el rápido movimiento de Júpiter alrededor de su eje.
Basándose en observaciones terrestres, los astrónomos dividieron los cinturones y zonas de la atmósfera de Júpiter en ecuatoriales, tropicales, templadas y polares. Masas calentadas de gases que se elevan desde las profundidades de la atmósfera en zonas bajo la influencia de importantes fuerzas de Coriolis en Júpiter son arrastradas a lo largo de los meridianos del planeta, y los bordes opuestos de las zonas se mueven uno hacia el otro. Hay fuertes turbulencias en los límites de zonas y cinturones (áreas de corrientes descendentes). Al norte del ecuador, los flujos en zonas dirigidas al norte son desviados por fuerzas de Coriolis hacia el este, y los flujos dirigidos al sur se desvían hacia el oeste. En el hemisferio sur ocurre lo contrario. Los vientos alisios tienen una estructura similar en la Tierra.
Rayas
Bandas de Júpiter en diferentes años.
Un rasgo característico de la apariencia de Júpiter son sus rayas. Hay varias versiones que explican su origen. Entonces, según una versión, las rayas surgieron como resultado del fenómeno de convección en la atmósfera del planeta gigante, debido al calentamiento y, como resultado, al aumento de algunas capas y al enfriamiento y descenso de otras. En la primavera de 2010, los científicos propusieron una hipótesis según la cual las franjas de Júpiter surgieron como resultado de la influencia de sus satélites. Se supone que bajo la influencia de la gravedad de los satélites en Júpiter se formaron unos "pilares" peculiares de materia que, al girar, formaron franjas.
Los flujos convectivos que transportan calor interno a la superficie aparecen externamente como zonas claras y cinturones oscuros. En la zona de las zonas claras se produce un aumento de presión correspondiente a flujos ascendentes. Las nubes que forman las zonas se encuentran a un nivel más alto (unos 20 km) y su color claro se debe aparentemente a una mayor concentración de cristales de amoníaco de color blanco brillante. Las nubes oscuras de los cinturones situados debajo probablemente están compuestas por cristales de hidrosulfuro de amonio de color marrón rojizo y tienen una temperatura más alta. Estas estructuras representan áreas de corrientes descendentes. Las zonas y cinturones tienen diferentes velocidades de movimiento en la dirección de rotación de Júpiter. El período orbital varía varios minutos dependiendo de la latitud. Esto da como resultado la existencia de corrientes zonales estables o vientos que soplan constantemente paralelos al ecuador en una dirección. Las velocidades en este sistema global alcanzan de 50 a 150 m/s y más. En los límites de cinturones y zonas se observan fuertes turbulencias, que conducen a la formación de numerosas estructuras de vórtices. La formación más famosa es la Gran Mancha Roja, que se ha observado en la superficie de Júpiter durante los últimos 300 años.
Una vez surgido, el vórtice eleva masas calentadas de gas con vapores de pequeños componentes a la superficie de las nubes. Los cristales resultantes de nieve de amoníaco, soluciones y compuestos de amoníaco en forma de nieve y gotas, nieve de agua corriente y hielo descienden gradualmente en la atmósfera hasta alcanzar niveles en los que la temperatura es suficientemente alta y se evaporan. Después de lo cual la sustancia en estado gaseoso regresa a la capa de nubes.
En el verano de 2007, el telescopio Hubble registró cambios dramáticos en la atmósfera de Júpiter. Las zonas individuales de la atmósfera al norte y al sur del ecuador se convirtieron en cinturones y los cinturones en zonas. Al mismo tiempo, no sólo cambiaron las formas de las formaciones atmosféricas, sino también su color.
El 9 de mayo de 2010, el astrónomo aficionado Anthony Wesley (ver también más abajo) descubrió que una de las formaciones más notables y estables del tiempo, el Cinturón Ecuatorial Sur, desapareció repentinamente de la faz del planeta. Es en la latitud del cinturón ecuatorial sur donde se encuentra la Gran Mancha Roja, "lavada" por él. Se cree que la razón de la repentina desaparición del cinturón ecuatorial sur de Júpiter es la aparición sobre él de una capa de nubes más claras, bajo la cual se esconde una banda de nubes oscuras. Según una investigación realizada por el telescopio Hubble, se concluyó que el cinturón no desapareció por completo, sino que simplemente quedó oculto bajo una capa de nubes compuesta de amoníaco.
Gran mancha roja
La Gran Mancha Roja es una formación ovalada de distintos tamaños ubicada en la zona tropical sur. Fue descubierto por Robert Hooke en 1664. Actualmente, tiene unas dimensiones de 15 a 30 mil kilómetros (el diámetro de la Tierra es ~12,7 mil kilómetros), y hace 100 años los observadores notaron un tamaño dos veces mayor. A veces no se ve muy claramente. La Gran Mancha Roja es un huracán gigante único de larga duración, cuyo material gira en sentido antihorario y completa una revolución completa en 6 días terrestres.
Gracias a una investigación realizada a finales del año 2000 por la sonda Cassini, se constató que la Gran Mancha Roja está asociada a corrientes descendentes (circulación vertical de masas atmosféricas); Aquí las nubes son más altas y la temperatura más baja que en otras zonas. El color de las nubes depende de la altura: las estructuras azules son las más altas, las marrones debajo y luego las blancas. Las estructuras rojas son las más bajas. La velocidad de rotación de la Gran Mancha Roja es de 360 km/h. Su temperatura media es de -163 °C, y entre la parte exterior y central de la mancha hay una diferencia de temperatura de unos 3-4 grados. Se cree que esta diferencia es responsable del hecho de que los gases atmosféricos en el centro de la mancha solar giren en el sentido de las agujas del reloj, mientras que los de las afueras giren en el sentido contrario a las agujas del reloj. También se ha sugerido que existe una relación entre la temperatura, la presión, el movimiento y el color de la Mancha Roja, aunque los científicos aún no saben decir exactamente cómo se logra esto.
De vez en cuando se observan colisiones de grandes sistemas ciclónicos en Júpiter. Uno de ellos ocurrió en 1975, provocando que el color rojo de la Mancha se desvaneciera durante varios años. A finales de febrero de 2002, otro vórtice gigante, el óvalo blanco, comenzó a ser frenado por la Gran Mancha Roja y la colisión continuó durante todo un mes. Sin embargo, no provocó daños graves en ambos vórtices, ya que se produjo de forma tangencial.
El color rojo de la Gran Mancha Roja es un misterio. Una posible razón podrían ser los compuestos químicos que contienen fósforo. De hecho, los colores y mecanismos que crean la apariencia de toda la atmósfera joviana aún no se conocen bien y sólo pueden explicarse mediante mediciones directas de sus parámetros.
En 1938, se registró la formación y desarrollo de tres grandes óvalos blancos cerca de los 30° de latitud sur. Este proceso estuvo acompañado por la formación simultánea de varios óvalos blancos más pequeños: vórtices. Esto confirma que la Gran Mancha Roja es el más poderoso de los vórtices jovianos. Los registros históricos no revelan sistemas duraderos similares en las latitudes medias del norte del planeta. Se observaron grandes óvalos oscuros cerca de los 15° de latitud norte, pero aparentemente las condiciones necesarias para la aparición de vórtices y su posterior transformación en sistemas estables como la Mancha Roja existen sólo en el hemisferio sur.
pequeña mancha roja
La Gran Mancha Roja y la Pequeña Mancha Roja en mayo de 2008 en una fotografía tomada por el Telescopio Hubble
En cuanto a los tres vórtices ovalados blancos mencionados anteriormente, dos de ellos se fusionaron en 1998, y en 2000, el nuevo vórtice que surgió se fusionó con el tercer óvalo restante. A finales de 2005, el vórtice (Oval BA, English Oval BC) comenzó a cambiar de color y finalmente adquirió un color rojo, por lo que recibió un nuevo nombre: Pequeña Mancha Roja. En julio de 2006, la Pequeña Mancha Roja entró en contacto con su “hermana” mayor, la Gran Mancha Roja. Sin embargo, esto no tuvo ningún efecto significativo en ambos vórtices: la colisión se produjo de forma tangencial. La colisión se predijo en el primer semestre de 2006.
Iluminación
En el centro del vórtice la presión es mayor que en el área circundante y los propios huracanes están rodeados de perturbaciones de baja presión. A partir de fotografías tomadas por las sondas espaciales Voyager 1 y Voyager 2, se descubrió que en el centro de tales vórtices se observan relámpagos colosales con una longitud de miles de kilómetros. El poder del rayo es tres órdenes de magnitud mayor que el de la Tierra.
Campo magnético y magnetosfera.
Diagrama del campo magnético de Júpiter.
El primer signo de cualquier campo magnético es la emisión de radio, así como los rayos X. Al construir modelos de procesos en curso, se puede juzgar la estructura del campo magnético. Así, se estableció que el campo magnético de Júpiter no sólo tiene un componente dipolar, sino también un cuadrupolo, un octupolo y otros armónicos de orden superior. Se supone que el campo magnético lo crea una dinamo similar a la de la Tierra. Pero a diferencia de la Tierra, en Júpiter una capa de helio metálico sirve como conductor de corriente.
El eje del campo magnético está inclinado con respecto al eje de rotación 10,2 ± 0,6°, casi como en la Tierra, sin embargo, el polo norte magnético está ubicado al lado del polo geográfico sur, y el polo magnético sur está ubicado al lado del polo geográfico norte. La intensidad del campo al nivel de la superficie de las nubes visibles es de 14 Oe en el polo norte y de 10,7 Oe en el polo sur. Su polaridad es la opuesta a la polaridad del campo magnético terrestre.
La forma del campo magnético de Júpiter es muy aplanada y se asemeja a un disco (a diferencia de la forma de gota de la Tierra). La fuerza centrífuga que actúa sobre el plasma en rotación por un lado y la presión térmica del plasma caliente por el otro estiran las líneas de fuerza, formando a una distancia de 20 RJ una estructura que se asemeja a un panqueque delgado, también conocido como magnetodisco. Tiene una fina estructura actual cerca del ecuador magnético.
Alrededor de Júpiter, como alrededor de la mayoría de los planetas del Sistema Solar, hay una magnetosfera, una región en la que el comportamiento de las partículas cargadas, el plasma, está determinado por el campo magnético. Para Júpiter, las fuentes de tales partículas son el viento solar e Io. La ceniza volcánica expulsada de los volcanes de Ío es ionizada por la radiación ultravioleta del sol. Así se forman los iones azufre y oxígeno: S+, O+, S2+ y O2+. Estas partículas abandonan la atmósfera del satélite, pero permanecen en órbita a su alrededor formando un toroide. Este toro fue descubierto por la Voyager 1; se encuentra en el plano del ecuador de Júpiter y tiene un radio de 1 RJ en sección transversal y un radio desde el centro (en este caso desde el centro de Júpiter) hasta la generatriz de la superficie de 5,9 RJ. Es esto lo que cambia fundamentalmente la dinámica de la magnetosfera de Júpiter.
Magnetosfera de Júpiter. Los iones del viento solar capturados por el campo magnético se muestran en rojo en el diagrama, el cinturón de gas volcánico neutro de Io se muestra en verde y el cinturón de gas neutro de Europa se muestra en azul. ENA - átomos neutros. Según datos de la sonda Cassini obtenidos a principios de 2001.
El viento solar que se aproxima se equilibra con la presión del campo magnético en distancias de 50 a 100 radios del planeta; sin la influencia de Ío, esta distancia no sería más de 42 RJ. En el lado nocturno se extiende más allá de la órbita de Saturno y alcanza una longitud de 650 millones de kilómetros o más. Los electrones acelerados en la magnetosfera de Júpiter llegan a la Tierra. Si la magnetosfera de Júpiter pudiera verse desde la superficie de la Tierra, sus dimensiones angulares excederían las dimensiones de la Luna.
Cinturones de radiación
Júpiter tiene poderosos cinturones de radiación. Durante su aproximación a Júpiter, Galileo recibió una dosis de radiación 25 veces superior a la dosis letal para los humanos. La emisión de radio del cinturón de radiación de Júpiter se descubrió por primera vez en 1955. La emisión de radio es de naturaleza sincrotrón. Los electrones de los cinturones de radiación tienen una energía enorme, de unos 20 MeV, y la sonda Cassini descubrió que la densidad de electrones en los cinturones de radiación de Júpiter es menor de lo esperado. El flujo de electrones en los cinturones de radiación de Júpiter puede representar un grave peligro para las naves espaciales debido al alto riesgo de daños a los equipos por radiación. En general, la emisión de radio de Júpiter no es estrictamente uniforme y constante, tanto en tiempo como en frecuencia. La frecuencia media de dicha radiación, según la investigación, es de unos 20 MHz, y todo el rango de frecuencia va de 5 a 10 a 39,5 MHz.
Júpiter está rodeado por una ionosfera de 3.000 km de largo.
Auroras en Júpiter
Se muestra la estructura de las auroras en Júpiter: el anillo principal, la radiación polar y las manchas que surgieron como resultado de la interacción con los satélites naturales de Júpiter.
Júpiter exhibe auroras brillantes y persistentes alrededor de ambos polos. A diferencia de las de la Tierra, que aparecen durante períodos de mayor actividad solar, las auroras de Júpiter son constantes, aunque su intensidad varía de un día a otro. Constan de tres componentes principales: la región principal y más brillante es relativamente pequeña (menos de 1.000 km de ancho), situada aproximadamente a 16° de los polos magnéticos; Los puntos calientes son rastros de líneas de campo magnético que conectan las ionosferas de los satélites con la ionosfera de Júpiter y áreas de emisiones a corto plazo ubicadas dentro del anillo principal. Se han detectado emisiones de auroras en casi todas las partes del espectro electromagnético, desde ondas de radio hasta rayos X (hasta 3 keV), sin embargo, son más brillantes en la región del infrarrojo medio (longitud de onda de 3 a 4 μm y de 7 a 14 μm) y región ultravioleta profunda del espectro (ondas de longitud de onda 80-180 nm).
La posición de los principales anillos aurorales es estable, al igual que su forma. Sin embargo, su radiación está fuertemente modulada por la presión del viento solar: cuanto más fuerte es el viento, más débiles son las auroras. La estabilidad de las auroras se mantiene gracias a una gran afluencia de electrones, acelerada debido a la diferencia de potencial entre la ionosfera y el magnetodisco. Estos electrones generan una corriente que mantiene la rotación sincrónica en el magnetodisco. La energía de estos electrones es de 10 a 100 keV; Al penetrar profundamente en la atmósfera, ionizan y excitan el hidrógeno molecular, provocando radiación ultravioleta. Además, calientan la ionosfera, lo que explica la fuerte radiación infrarroja de las auroras y el calentamiento parcial de la termosfera.
Los puntos calientes están asociados con tres lunas galileanas: Ío, Europa y Ganímedes. Surgen porque el plasma en rotación se ralentiza cerca de los satélites. Las manchas más brillantes pertenecen a Ío, ya que este satélite es el principal proveedor de plasma; las manchas de Europa y Ganímedes son mucho más débiles. Se cree que los puntos brillantes dentro de los anillos principales que aparecen de vez en cuando están asociados con la interacción de la magnetosfera y el viento solar.
Gran punto de rayos X
Fotografía combinada de Júpiter tomada por el telescopio Hubble y el telescopio de rayos X Chandra, febrero de 2007.
En diciembre de 2000, el telescopio orbital Chandra descubrió una fuente de radiación pulsante de rayos X, llamada Gran Mancha de Rayos X, en los polos de Júpiter (principalmente en el polo norte). Las razones de esta radiación siguen siendo un misterio.
Modelos de formación y evolución.
Las observaciones de exoplanetas contribuyen significativamente a nuestra comprensión de la formación y evolución de las estrellas. Así, con su ayuda, se establecieron características comunes a todos los planetas similares a Júpiter:
Se forman incluso antes de la dispersión del disco protoplanetario.
La acreción juega un papel importante en la formación.
Enriquecimiento de elementos químicos pesados por planetesimales.
Hay dos hipótesis principales que explican los procesos de aparición y formación de Júpiter.
Según la primera hipótesis, denominada hipótesis de la “contracción”, la relativa similitud de la composición química de Júpiter y el Sol (una gran proporción de hidrógeno y helio) se explica por el hecho de que durante la formación de los planetas en las primeras etapas de Durante el desarrollo del sistema solar, en el disco de gas y polvo se formaron “condensaciones” masivas que dieron origen a los planetas, es decir, el Sol y los planetas se formaron de manera similar. Es cierto que esta hipótesis no explica las diferencias existentes en la composición química de los planetas: Saturno, por ejemplo, contiene más elementos químicos pesados que Júpiter, que, a su vez, contiene más que el Sol. Los planetas terrestres son generalmente sorprendentemente diferentes en su composición química de los planetas gigantes.
La segunda hipótesis (la hipótesis de la “acreción”) afirma que el proceso de formación de Júpiter, así como de Saturno, se produjo en dos etapas. En primer lugar, a lo largo de varias decenas de millones de años tuvo lugar el proceso de formación de cuerpos sólidos densos, como los planetas terrestres. Luego comenzó la segunda etapa, cuando el proceso de acumulación de gas desde la nube protoplanetaria primaria hacia estos cuerpos, que en ese momento habían alcanzado una masa de varias masas terrestres, duró varios cientos de miles de años.
Ya en la primera etapa, parte del gas se disipó de la región de Júpiter y Saturno, lo que provocó algunas diferencias en la composición química de estos planetas y del Sol. En la segunda etapa, la temperatura de las capas exteriores de Júpiter y Saturno alcanzó los 5.000 °C y 2.000 °C, respectivamente. Urano y Neptuno alcanzaron la masa crítica necesaria para comenzar su acreción mucho más tarde, lo que afectó tanto a sus masas como a su composición química.
En 2004, Katharina Lodders de la Universidad de Washington planteó la hipótesis de que el núcleo de Júpiter se compone principalmente de materia orgánica con propiedades adhesivas, lo que, a su vez, influyó en gran medida en la captura de materia por parte del núcleo de la región circundante del espacio. El núcleo de roca y resina resultante, por la fuerza de su gravedad, “capturó” gas de la nebulosa solar, formando el Júpiter moderno. Esta idea encaja en la segunda hipótesis sobre el surgimiento de Júpiter por acreción.
Satélites y anillos
Grandes satélites de Júpiter: Io, Europa, Ganímedes y Calisto y sus superficies.
Lunas de Júpiter: Ío, Europa, Ganímedes y Calisto
En enero de 2012, Júpiter tenía 67 satélites conocidos, el número máximo del Sistema Solar. Se estima que puede haber al menos un centenar de satélites. Los satélites reciben principalmente los nombres de varios personajes míticos, de una forma u otra relacionados con Zeus-Júpiter. Los satélites se dividen en dos grandes grupos: internos (8 satélites, satélites internos galileanos y no galileanos) y externos (55 satélites, también divididos en dos grupos), por lo que hay 4 "variedades" en total. Los cuatro satélites más grandes (Ío, Europa, Ganímedes y Calisto) fueron descubiertos en 1610 por Galileo Galilei]. El descubrimiento de las lunas de Júpiter sirvió como el primer argumento fáctico serio a favor del sistema heliocéntrico de Copérnico.
Europa
De mayor interés es Europa, que tiene un océano global en el que es posible la presencia de vida. Estudios especiales han demostrado que el océano se extiende a 90 km de profundidad y su volumen supera el volumen de los océanos de la Tierra. La superficie de Europa está plagada de fallas y grietas que aparecieron en la capa helada del satélite. Se ha sugerido que la fuente de calor de Europa es el propio océano y no el núcleo del satélite. También se supone la existencia de un océano subglacial en Calisto y Ganímedes. Partiendo del supuesto de que el oxígeno podría penetrar en el océano subglacial en un plazo de entre 1.000 y 2.000 millones de años, los científicos suponen teóricamente la presencia de vida en el satélite. El contenido de oxígeno en el océano de Europa es suficiente para sustentar la existencia no sólo de formas de vida unicelulares, sino también de otras más grandes. Este satélite ocupa el segundo lugar en términos de posibilidad de origen de vida después de Encelado.
y sobre
Ío es interesante por la presencia de poderosos volcanes activos; La superficie del satélite está llena de productos de actividad volcánica. Las fotografías tomadas por sondas espaciales muestran que la superficie de Ío es de color amarillo brillante con manchas de color marrón, rojo y amarillo oscuro. Estas manchas son producto de las erupciones volcánicas de Ío, y están compuestas principalmente de azufre y sus compuestos; El color de las erupciones depende de su temperatura.
[editar] Ganímedes
Ganímedes es el satélite más grande no sólo de Júpiter, sino en general del Sistema Solar entre todos los satélites de los planetas. Ganímedes y Calisto están cubiertos de numerosos cráteres; en Calisto, muchos de ellos están rodeados de grietas.
Calisto
También se cree que Calisto tiene un océano debajo de su superficie; esto lo indica indirectamente el campo magnético de Calisto, que puede generarse por la presencia de corrientes eléctricas en agua salada dentro del satélite. A favor de esta hipótesis también está el hecho de que el campo magnético de Calisto cambia dependiendo de su orientación con respecto al campo magnético de Júpiter, es decir, hay un líquido altamente conductor bajo la superficie de este satélite.
Comparación de los tamaños de los satélites galileanos con la Tierra y la Luna
Características de los satélites galileanos.
Todos los grandes satélites de Júpiter giran sincrónicamente y siempre miran hacia el mismo lado hacia Júpiter debido a la influencia de las poderosas fuerzas de marea del planeta gigante. Al mismo tiempo, Ganímedes, Europa e Ío se encuentran en resonancia orbital entre sí. Además, existe un patrón entre los satélites de Júpiter: cuanto más lejos está el satélite del planeta, menor es su densidad (Io - 3,53 g/cm2, Europa - 2,99 g/cm2, Ganímedes - 1,94 g/cm2, Calisto - 1,83 g/cm2). Esto depende de la cantidad de agua que haya en el satélite: en Ío prácticamente no hay agua, en Europa el 8% y en Ganímedes y Calisto hasta la mitad de su masa.
Pequeños satélites de Júpiter
Los satélites restantes son mucho más pequeños y son cuerpos rocosos de forma irregular. Entre ellos hay quienes giran en dirección opuesta. Entre los pequeños satélites de Júpiter, Amaltea es de considerable interés para los científicos: se supone que en su interior hay un sistema de vacíos que surgió como resultado de una catástrofe que tuvo lugar en el pasado lejano: debido al bombardeo de un meteorito, Amaltea se rompió. se dividieron en partes, que luego se reunieron bajo la influencia de la gravedad mutua, pero nunca se convirtieron en un solo cuerpo monolítico.
Metis y Adrastea son las lunas más cercanas a Júpiter con diámetros de aproximadamente 40 y 20 km, respectivamente. Se mueven a lo largo del borde del anillo principal de Júpiter en una órbita con un radio de 128 mil km, dando una vuelta alrededor de Júpiter en 7 horas y siendo los satélites más rápidos de Júpiter.
El diámetro total de todo el sistema de satélites de Júpiter es de 24 millones de kilómetros. Además, se supone que en el pasado Júpiter tenía aún más satélites, pero algunos de ellos cayeron sobre el planeta bajo la influencia de su poderosa gravedad.
Lunas con rotación inversa alrededor de Júpiter
Los satélites de Júpiter, cuyos nombres terminan en “e” - Karme, Sinope, Ananke, Pasiphae y otros (ver grupo Ananke, grupo Karme, grupo Pasiphae) - giran alrededor del planeta en la dirección opuesta (movimiento retrógrado) y, según Los científicos no se formaron junto con Júpiter, sino que fueron capturados por él más tarde. El satélite Tritón de Neptuno tiene una propiedad similar.
Lunas temporales de Júpiter
Algunos cometas son lunas temporales de Júpiter. Entonces, en particular, el cometa Kushida - Muramatsu (inglés) ruso. en el período de 1949 a 1961. Era un satélite de Júpiter y había completado dos revoluciones alrededor del planeta durante este tiempo. Además de este objeto, se conocen al menos 4 lunas temporales del planeta gigante.
Anillos de Júpiter
Anillos de Júpiter (diagrama).
Júpiter tiene anillos débiles descubiertos durante el sobrevuelo de Júpiter de la Voyager 1 en 1979. La presencia de anillos fue sugerida allá por 1960 por el astrónomo soviético Sergei Vsekhsvyatsky, basándose en un estudio de los puntos distantes de las órbitas de algunos cometas, Vsekhsvyatsky concluyó que estos cometas podrían provenir del anillo de Júpiter y sugirió que el anillo se había formado. como resultado de la actividad volcánica de los satélites de Júpiter (los volcanes en Ío fueron descubiertos dos décadas después).
Los anillos son ópticamente delgados, su espesor óptico es ~10-6 y el albedo de las partículas es sólo del 1,5%. Sin embargo, todavía es posible observarlos: en ángulos de fase cercanos a 180 grados (mirando "a contraluz"), el brillo de los anillos aumenta unas 100 veces y el lado oscuro nocturno de Júpiter no deja iluminación. Hay tres anillos en total: un anillo principal, un “anillo de araña” y un halo.
Fotografía de los anillos de Júpiter tomada por Galileo con luz directa difusa.
El anillo principal se extiende desde 122.500 a 129.230 km desde el centro de Júpiter. En el interior, el anillo principal se transforma en un halo toroidal y en el exterior contacta con el halo aracnoideo. La dispersión directa de la radiación observada en el rango óptico es característica de las partículas de polvo del tamaño de una micra. Sin embargo, el polvo en las cercanías de Júpiter está sujeto a poderosas perturbaciones no gravitacionales, por lo que la vida útil de los granos de polvo es de 103 ± 1 años. Esto significa que debe haber una fuente de estas partículas de polvo. Dos pequeños satélites que se encuentran dentro del anillo principal, Metis y Adrastea, son adecuados para el papel de tales fuentes. Al chocar con los meteoroides, generan un enjambre de micropartículas que posteriormente se propagan en la órbita alrededor de Júpiter. Las observaciones del anillo aracnoideo revelaron dos cinturones separados de material originados en las órbitas de Tebas y Amaltea. La estructura de estos cinturones se asemeja a la estructura de los complejos de polvo zodiacales.
asteroides troyanos
Los asteroides troyanos son un grupo de asteroides ubicados en el área de los puntos de Lagrange L4 y L5 de Júpiter. Los asteroides están en resonancia 1:1 con Júpiter y se mueven con él en órbita alrededor del Sol. Al mismo tiempo, existe la tradición de nombrar los objetos ubicados cerca del punto L4 en honor a los héroes griegos y cerca de L5 en honor a los héroes troyanos. En total, hasta junio de 2010 se habían abierto 1.583 instalaciones de este tipo.
Hay dos teorías que explican el origen de los troyanos. El primero afirma que surgieron en la etapa final de la formación de Júpiter (se considera la opción de acreción). Junto a la materia se capturaron planetesimales, sobre los que también se produjo la acreción, y como el mecanismo fue eficaz, la mitad de ellos acabaron en una trampa gravitacional. Desventajas de esta teoría: el número de objetos que surgieron de esta manera es cuatro órdenes de magnitud mayor que el observado y tienen una inclinación orbital mucho mayor.
La segunda teoría es dinámica. 300-500 millones de años después de la formación del sistema solar, Júpiter y Saturno atravesaron una resonancia de 1:2. Esto llevó a una reestructuración de las órbitas: Neptuno, Plutón y Saturno aumentaron el radio de su órbita y Júpiter lo disminuyó. Esto afectó la estabilidad gravitacional del cinturón de Kuiper y algunos de los asteroides que lo habitaban entraron en la órbita de Júpiter. Al mismo tiempo, se destruyeron todos los troyanos originales, si los había.
Se desconoce el futuro de los troyanos. Una serie de resonancias débiles de Júpiter y Saturno harán que se muevan caóticamente, pero es difícil decir cuál será la fuerza de este movimiento caótico y si serán expulsados de su órbita actual. Además, los enfrentamientos entre ellos reducen de forma lenta pero segura el número de troyanos. Algunos fragmentos pueden convertirse en satélites y otros en cometas.
Colisiones de cuerpos celestes con Júpiter.
El cometa Shoemaker - Levy
Un rastro de uno de los restos del cometa Shoemaker-Levy, fotografiado por el Telescopio Hubble, julio de 1994.
Artículo principal: Cometa Shoemaker - Levi 9
En julio de 1992, un cometa se acercó a Júpiter. Pasó a una distancia de unos 15 mil kilómetros de la cima de las nubes, y la poderosa influencia gravitacional del planeta gigante rompió su núcleo en 17 grandes pedazos. Este enjambre de cometas fue descubierto en el Observatorio Monte Palomar por la pareja Carolyn y Eugene Shoemaker y el astrónomo aficionado David Levy. En 1994, durante la siguiente aproximación a Júpiter, todos los restos del cometa chocaron contra la atmósfera del planeta a una velocidad tremenda, unos 64 kilómetros por segundo. Este enorme cataclismo cósmico fue observado tanto desde la Tierra como por medios espaciales, en particular con la ayuda del Telescopio Espacial Hubble, el satélite IUE y la estación espacial interplanetaria Galileo. La caída de los núcleos estuvo acompañada de explosiones de radiación en un amplio rango espectral, la generación de emisiones de gases y la formación de vórtices de larga duración, cambios en los cinturones de radiación de Júpiter y la aparición de auroras, y un debilitamiento del brillo de Ío. toro de plasma en el rango ultravioleta extremo.
Otras caídas
El 19 de julio de 2009, el astrónomo aficionado Anthony Wesley descubrió una mancha oscura cerca del polo sur de Júpiter. Este hallazgo fue confirmado posteriormente en el Observatorio Keck en Hawaii. El análisis de los datos obtenidos indicó que el cuerpo más probable que cayó en la atmósfera de Júpiter fue un asteroide rocoso.
El 3 de junio de 2010 a las 20:31 hora internacional, dos observadores independientes, Anthony Wesley (Australia) y Christopher Go (Filipinas), filmaron un destello sobre la atmósfera de Júpiter, que probablemente sea la caída de un nuevo cuerpo previamente desconocido. Júpiter. Un día después de este evento, no se detectaron nuevas manchas oscuras en la atmósfera de Júpiter. Ya se han realizado observaciones con los instrumentos más grandes de las islas hawaianas (Gemini, Keck e IRTF) y están previstas observaciones con el telescopio espacial Hubble. El 16 de junio de 2010, la NASA publicó un comunicado de prensa afirmando que las imágenes tomadas por el Telescopio Espacial Hubble el 7 de junio de 2010 (4 días después de que se registrara la llamarada) no mostraban signos de impacto en la atmósfera superior de Júpiter.
El 20 de agosto de 2010, a las 18:21:56 hora internacional, se produjo un destello sobre la capa de nubes de Júpiter, que fue descubierto por el astrónomo aficionado japonés Masayuki Tachikawa de la prefectura de Kumamoto en una grabación de vídeo que realizó. El día después del anuncio de este evento, la confirmación llegó por parte del observador independiente Aoki Kazuo, un entusiasta de la astronomía de Tokio. Presumiblemente, esto podría haber sido la caída de un asteroide o cometa en la atmósfera de un planeta gigante.
Cuando una persona va a conducir su propio coche a una ciudad desconocida, lo primero que hace es averiguar la distancia hasta ella para poder estimar el tiempo de viaje y abastecerse de gasolina. La distancia recorrida por la carretera no dependerá de si vas a la carretera por la mañana o por la tarde, hoy o dentro de un par de meses. Con los viajes espaciales, la situación es algo más complicada y la distancia a Júpiter, medida ayer, en seis meses será una vez y media mayor, y luego comenzará a disminuir nuevamente. En la Tierra, sería muy inconveniente viajar a una ciudad que a su vez está en constante movimiento.
La distancia media entre nuestro planeta y el gigante gaseoso es de 778,57 millones de kilómetros, pero esta cifra es tan relevante como la información sobre la temperatura media en un hospital. El caso es que ambos planetas se mueven alrededor del Sol (o, más precisamente, alrededor del centro de masa del Sistema Solar) en órbitas elípticas, y con diferentes periodos orbitales. Para la Tierra es igual a un año y para Júpiter es casi 12 años (11,86 años). La distancia mínima posible entre ellos es de 588,5 millones de kilómetros y la máxima es de 968,6 millones de kilómetros. Los planetas parecen estar balanceándose, ora acercándose y ora alejándose.
La Tierra se mueve a una velocidad orbital mayor que Júpiter: 29,78 km/s frente a 13,07 km/s, y está significativamente más cerca del centro del sistema solar, por lo que lo alcanza cada 398,9 días, acercándose. Teniendo en cuenta la elipticidad de las trayectorias del movimiento, hay puntos en el espacio exterior donde la distancia entre los planetas se vuelve casi mínima. Para la pareja Tierra-Júpiter, el período de tiempo durante el cual se acercan regularmente de esta manera es de unos 12 años.
Grandes controversias
Estos momentos en el tiempo suelen denominarse fechas de grandes enfrentamientos. Hoy en día, Júpiter supera en brillo a todos los objetos celestes del cielo estrellado, acercándose al brillo de Venus, y con la ayuda de un pequeño telescopio o binoculares es posible observar no solo el planeta en sí, sino incluso sus satélites. Por lo tanto, los astrónomos y simplemente los conocedores de la belleza del cielo estrellado esperan con ansias las oposiciones para observar más de cerca un cuerpo cósmico distante y poco estudiado y tal vez incluso descubrir algo hasta ahora desconocido para la ciencia.
La próxima oportunidad única de observar Júpiter en las condiciones más cómodas para un observador terrestre se presentará en los últimos diez días de septiembre de 2022. En esos momentos, en la superficie del planeta, con la ayuda de un pequeño telescopio, se puede ver claramente la famosa Mancha Roja, rayas en el disco del cuerpo celeste, varios vórtices que fluyen en ellas y mucho más. Cualquiera que haya mirado a través de un telescopio este fascinante planeta una vez en su vida se esforzará por hacerlo una y otra vez.
Vuela más tarde para llegar antes
Dentro de la Gran Mancha Roja
Conociendo la cinemática del movimiento planetario y la velocidad planificada de la nave espacial, se puede elegir la fecha óptima de lanzamiento del vehículo de lanzamiento para volar a Júpiter lo más rápido posible, utilizando menos combustible. Para ser más precisos, no es la estación interplanetaria la que vuela hacia el cuerpo celeste, sino los dos moviéndose hacia el lugar de encuentro, solo la ruta del planeta se mantiene sin cambios durante miles de años, y la trayectoria del avión puede ser elegido. Hay opciones en las que un vehículo que despegue más tarde podrá alcanzar el objetivo antes, por lo que para realizarlas se esfuerzan por construir un cohete en la fecha adecuada para el lanzamiento. Hay casos en los que es más rentable volar más tiempo, pero luego utilizar una fuente de energía "gratuita" durante la aceleración y las maniobras: la atracción gravitacional de otros planetas.
exploración del planeta
Ya han participado ocho misiones espaciales para estudiar Júpiter y la novena, Juno, está en marcha. La fecha de inicio de cada uno de ellos se eligió teniendo en cuenta la ruta elegida.
Así, la estación orbital Galileo, antes de convertirse en un satélite artificial de Júpiter, pasó más de seis años en el camino, pero logró visitar Venus y un par de asteroides, y también pasó dos veces por la Tierra.
Pero la nave espacial New Horizons llegó al gigante gaseoso en sólo 13 meses, ya que su objetivo principal está mucho más lejos: Plutón y el cinturón de Kuiper.
Saturno es el sexto planeta del sistema solar. El segundo más grande, y su densidad es tan baja que si llenas un tanque enorme con agua y colocas allí a Saturno, flotará libremente en la superficie sin quedar completamente sumergido en el agua. El principal atractivo de Saturno son sus anillos, compuestos de polvo, gas y hielo. Una gran cantidad de anillos rodean el planeta, cuyo diámetro es varias veces mayor que el diámetro de la Tierra.
¿Cómo es Saturno?
Primero debes averiguar qué tipo de planeta es y con qué se “come”. Saturno es el sexto planeta desde el Sol, y lleva el nombre de los antiguos romanos griegos, Kronos, el padre de Zeus (Júpiter). En el punto más lejano de la órbita (afelio), la distancia a la estrella es de 1.513 mil millones de kilómetros.
Un día planetario dura sólo 10 horas y 34 minutos, pero un año planetario dura 29,5 años terrestres. La atmósfera del gigante gaseoso se compone principalmente de hidrógeno (representa el 92%). El 8% restante procede de impurezas de helio, metano, amoniaco, etano, etc.
Lanzadas en 1977, las Voyager 1 y Voyager 2 alcanzaron la órbita de Saturno hace un par de años y proporcionaron a los científicos información invaluable sobre este planeta. En la superficie se observaron vientos cuya velocidad alcanzó los 500 m/s. Por ejemplo, el viento más fuerte en la Tierra alcanzó sólo 103 m/s (New Hampshire,
Al igual que la Gran Mancha Roja de Júpiter, hay un Gran Óvalo Blanco en Saturno. Pero el segundo aparece sólo cada 30 años, y su última aparición fue en 1990. En un par de años podremos volver a verlo.
Relación de tamaño de Saturno y la Tierra.
¿Cuántas veces es Saturno más grande que la Tierra? Según algunos datos, Saturno es 10 veces más grande que nuestro planeta sólo en diámetro. En volumen 764 veces, es decir, Saturno puede albergar exactamente este número de nuestros planetas. El ancho de los anillos de Saturno supera en 6 veces el diámetro de nuestro planeta azul. Él es tan gigantesco.
Distancia de la Tierra a Saturno
En primer lugar, hay que tener en cuenta el hecho de que todos los planetas del sistema solar no se mueven en círculos, sino en elipses (óvalos). Llegan momentos en los que cambia la distancia al Sol. Puede acercarse, puede alejarse. En la Tierra esto es claramente visible. A esto se le llama cambio de estaciones. Pero aquí influye la rotación y la inclinación de nuestro planeta con respecto a su órbita.
En consecuencia, la distancia de la Tierra a Saturno variará significativamente. Ahora descubrirás cuánto. Utilizando mediciones científicas, se ha calculado que la distancia mínima de la Tierra a Saturno en kilómetros es de 1195 millones, mientras que la máxima es de 1660 millones.
Como sabes, la velocidad de la luz (según la teoría de la relatividad de Einstein) es un límite insuperable en el Universo. Nos parece inalcanzable. Pero a escala cósmica es insignificante. En 8 minutos, la luz recorre la distancia hasta la Tierra, que es de 150 millones de kilómetros (1 UA). La distancia a Saturno debe recorrerse en 1 hora y 20 minutos. Se podría decir que no es tan largo, ¡pero basta pensar en que la velocidad de la luz es de 300.000 m/s!
Si se toma un cohete como medio de transporte, se necesitarán años para cubrir la distancia. Las naves espaciales destinadas a estudiar los planetas gigantes tardaron entre 2,5 y 3 años. Actualmente se encuentran fuera del sistema solar. Muchos científicos creen que la distancia de la Tierra a Saturno se puede recorrer en 6 años y 9 meses.
¿Qué le espera a una persona cerca de Saturno?
¿Por qué necesitamos este planeta de hidrógeno, donde la vida nunca se originaría? Saturno interesa a los científicos con su luna llamada Titán. El satélite más grande de Saturno y el segundo más grande del Sistema Solar (después de Ganímedes, cerca de Júpiter). Los científicos no estaban menos interesados en él que Marte. Titán es más grande que Mercurio e incluso tiene ríos en su superficie. Es cierto que los ríos están hechos de etano.
La fuerza gravitacional sobre el satélite es menor que en la Tierra. El principal elemento presente en la atmósfera son los hidrocarburos. Si logramos llegar a Titán, este será un problema muy urgente para nosotros. Pero no necesitarás trajes espaciales ajustados. Sólo ropa muy abrigada y una bombona de oxígeno. Dada la densidad y gravedad de Titán, podemos decir con gran confianza que una persona podrá volar. El hecho es que en tales condiciones nuestro cuerpo puede flotar libremente en el aire, sin una fuerte resistencia de la gravedad. Sólo necesitamos alas modelo ordinarias. E incluso si se estropean, una persona podrá "ensillar" suavemente la dura superficie del satélite sin ningún problema.
Para el asentamiento exitoso de Titán, será necesario construir ciudades enteras bajo cúpulas hemisféricas. Sólo entonces será posible recrear un clima similar al de la Tierra para vivir más cómodamente y cultivar los productos alimenticios necesarios, así como para extraer valiosos recursos minerales de las entrañas del planeta.
La falta de luz solar también será un problema grave, porque el Sol cerca de Saturno parece pequeño. Un sustituto de las baterías solares serán los hidrocarburos, que cubren en abundancia mares enteros en el planeta. Los primeros colonizadores recibirán energía de él. El agua se encuentra muy por debajo de la superficie de la luna en forma de hielo.
> > > ¿Cuánto tiempo volar a Júpiter?
¿Cuánto tiempo se tarda en volar desde la Tierra a Júpiter?: distancia al Sol y a la Tierra, rotación en órbita elíptica, lanzamientos de las naves espaciales Voyager y Juno con fotografías.
Sabemos que Júpiter es el planeta más grande del sistema solar. Nariz ¿Cuánto dura el vuelo a Júpiter?? ¿Y qué influye en esto?
Debido a su escala, es difícil pasar por alto el gigante gaseoso. El planeta en sí ya es interesante por sus condiciones climáticas y sus satélites que pueden albergar océanos subterráneos. Esto significa que estos son los mejores lugares para buscar vida.
Y, sin embargo, todavía no estamos preparando una misión humana y sólo hablamos de un vuelo a Marte. El hecho es que Júpiter se encuentra demasiado lejos. ¿Cuánto cuesta? Veamos cuántos años tardaron las naves espaciales en llegar a Júpiter.
El Pioneer 10 fue el primero en despegar en 1972. Pasó 640 días, pero eligió una ruta que le permitió explorar el sistema exterior, desplazándose a 130.000 kilómetros del propio planeta. Un año después, voló el Pioneer 11, lo que duró 606 días. La distancia a Júpiter es de 21.000 km.
En 1979, la Voyager 1 tardó 546 días en el viaje, mientras que la Voyager 2 tardó 688 días. En promedio, resulta que necesitará entre 550 y 650 días. Pero si quieres entrar en órbita, tendrás que reducir la velocidad.
El único que estuvo en órbita fue Galileo en 1989. No podía ir al planeta directamente, por lo que hizo dos tirachinas gravitacionales a través de la Tierra y Venus y pasó 2242 días en el camino. Esta desaceleración es importante, de lo contrario simplemente sobrepasarás el objeto.
En 2016, la nave espacial Juno se acercó al planeta, lo que tardó 1.795 días. Pero esta no es la última visita. Seguimos interesados en los satélites, por lo que la ESA puede lanzar en 2022 un dispositivo que viajará… ¡durante 20 años!
El objetivo principal de la misión era Europa, que podría preservar la vida en su océano. ¿Cuánto dura el vuelo? Si simplemente pasas rápido, unos 600 días, y si apuntas a una posición orbital, unos 2000. Ahora sabes cuánto tiempo lleva volar de la Tierra a Júpiter.
