Jupiteris yra penktoji planeta nuo Saulės, didžiausia Saulės sistemoje. Kartu su Saturnu, Uranu ir Neptūnu Jupiteris priskiriamas dujų milžinams.
Planeta žmonėms buvo žinoma nuo seniausių laikų, tai atsispindi įvairių kultūrų mitologijoje ir religiniuose įsitikinimuose: Mesopotamijos, Babilono, Graikijos ir kt. Šiuolaikinis Jupiterio pavadinimas kilęs iš senovės romėnų aukščiausiojo griaustinio dievo vardo.
Nemažai Jupiterio atmosferos reiškinių, tokių kaip audros, žaibai, pašvaistė, yra tokio masto, kuris yra daug didesnis nei Žemėje. Svarbus atmosferos darinys yra Didžioji Raudonoji dėmė, milžiniška audra, žinoma nuo XVII a.
Jupiteris turi mažiausiai 67 palydovus, iš kurių didžiausius – Io, Europą, Ganymede ir Callisto – atrado Galilėjus Galilėjus 1610 m.
Jupiterio tyrimai atliekami naudojant antžeminius ir orbitinius teleskopus; Nuo 1970-ųjų į planetą buvo išsiųsti 8 tarpplanetiniai NASA zondai: Pioneers, Voyagers, Galileo ir kiti.
Didžiųjų opozicijų metu (viena iš jų įvyko 2010 m. rugsėjį) Jupiteris matomas plika akimi kaip vienas ryškiausių objektų naktiniame danguje po Mėnulio ir Veneros. Jupiterio diskas ir mėnuliai yra populiarūs astronomų mėgėjų stebėjimo objektai, padarę nemažai atradimų (pavyzdžiui, Shoemaker-Levy kometa, susidūrusi su Jupiteriu 1994 m., arba Jupiterio pietinės pusiaujo juostos išnykimas 2010 m.).
Optinis diapazonas
Infraraudonojoje spektro srityje yra H2 ir He molekulių linijos, taip pat daugelio kitų elementų linijos. Pirmųjų dviejų kiekis neša informaciją apie planetos kilmę, o likusių kiekybinė ir kokybinė sudėtis - apie jos vidinę evoliuciją.
Tačiau vandenilio ir helio molekulės neturi dipolio momento, o tai reiškia, kad šių elementų sugerties linijos yra nematomos tol, kol absorbcija dėl smūginės jonizacijos tampa dominuojančia. Tai yra viena vertus, kita vertus, šios linijos susidaro viršutiniuose atmosferos sluoksniuose ir neneša informacijos apie gilesnius sluoksnius. Todėl patikimiausi duomenys apie helio ir vandenilio gausą Jupiteryje buvo gauti iš „Galileo“ nusileidimo aparato.
Kalbant apie likusius elementus, sunkumų taip pat kyla analizuojant ir interpretuojant. Kol kas neįmanoma visiškai tiksliai pasakyti, kokie procesai vyksta Jupiterio atmosferoje ir kaip stipriai jie veikia cheminę sudėtį – tiek vidiniuose regionuose, tiek išoriniuose sluoksniuose. Tai sukuria tam tikrų sunkumų detaliau interpretuojant spektrą. Tačiau manoma, kad visi procesai, galintys vienaip ar kitaip paveikti elementų gausą, yra lokalūs ir labai riboti, todėl nėra pajėgūs globaliai keisti materijos pasiskirstymą.
Jupiteris taip pat išspinduliuoja (daugiausia infraraudonųjų spindulių spektro srityje) 60% daugiau energijos nei gauna iš Saulės. Dėl procesų, lemiančių šios energijos gamybą, Jupiteris per metus sumažėja maždaug 2 cm.
Gama diapazonas
Jupiterio gama spinduliuotė yra susijusi su aurora, taip pat su emisija iš disko. Pirmą kartą Einšteino kosmoso laboratorija įrašė 1979 m.
Žemėje auroros sritys rentgeno spinduliuose ir ultravioletiniuose spinduliuose beveik sutampa, tačiau Jupiteryje taip nėra. Rentgeno spindulių aurorų sritis yra daug arčiau ašigalio nei ultravioletinių pašvaistės. Ankstyvieji stebėjimai atskleidė 40 minučių trukmės spinduliuotės pulsavimą, tačiau vėlesniuose stebėjimuose ši priklausomybė yra daug didesnė.
Buvo tikimasi, kad Jupiteryje esančių pašvaisčių rentgeno spindulių spektras bus panašus į kometų rentgeno spindulių spektrą, tačiau Chandra stebėjimai parodė, kad taip nėra. Spektras susideda iš emisijos linijų, kurių smailės yra ties deguonies linijomis, kurios yra netoli 650 eV, OVIII linijose - 653 eV ir 774 eV, o OVII - 561 eV ir 666 eV. Taip pat yra emisijos linijų, kurių energija yra mažesnė spektro srityje nuo 250 iki 350 eV, galbūt priklausančių sierai arba anglies.
Gama spinduliai, nesusiję su aurora, pirmą kartą buvo aptikti ROSAT stebėjimais 1997 m. Spektras panašus į pašvaistės spektrą, bet 0,7-0,8 keV srityje. Spektrines ypatybes gerai apibūdina vainikinės plazmos modelis, kurio temperatūra yra 0,4-0,5 keV su saulės metališkumu, pridėjus Mg10+ ir Si12+ emisijos linijas. Pastarojo egzistavimas gali būti siejamas su saulės aktyvumu 2003 m. spalio–lapkričio mėnesiais.
XMM-Newton kosminės observatorijos stebėjimai parodė, kad disko gama spinduliuotė yra atspindėta saulės rentgeno spinduliuose. Skirtingai nuo pašvaistės, nuo 10 iki 100 minučių spinduliuotės intensyvumo pokyčių periodiškumo nenustatyta.
Radijo stebėjimas
Jupiteris yra galingiausias (po Saulės) radijo šaltinis Saulės sistemoje decimetro bangos ilgio diapazone. Radijo spinduliuotė yra sporadiška ir sprogimo piko metu siekia 10–6.
Plyšiai vyksta dažnių diapazone nuo 5 iki 43 MHz (dažniausiai apie 18 MHz), o vidutinis plotis yra maždaug 1 MHz. Plyšio trukmė trumpa: nuo 0,1-1 s (kartais iki 15 s). Spinduliuotė yra labai poliarizuota, ypač apskritime, poliarizacijos laipsnis siekia 100%. Stebima artimo Jupiterio palydovo Io, besisukančio magnetosferos viduje, spinduliuotės moduliacija: sprogimo tikimybė yra didesnė, kai Io yra artimas pailgėjimui Jupiterio atžvilgiu. Vienspalvis spinduliuotės pobūdis rodo pasirinktą dažnį, greičiausiai giroskopinį dažnį. Aukšta ryškumo temperatūra (kartais siekia 1015 K) reikalauja kolektyvinių efektų (pavyzdžiui, mazerių).
Jupiterio radijo spinduliuotė milimetrų–centimetrų diapazone yra grynai terminio pobūdžio, nors ryškumo temperatūra yra šiek tiek aukštesnė už pusiausvyros temperatūrą, o tai rodo šilumos srautą iš vidaus. Pradedant nuo ~9 cm bangų, didėja Tb (ryškumo temperatūra) – atsiranda neterminis komponentas, susijęs su Jupiterio magnetiniame lauke susietų reliatyvistinių dalelių sinchrotronine spinduliuote, kurios vidutinė energija yra ~30 MeV; esant 70 cm bangai, Tb pasiekia ~5·104 K reikšmę. Spinduliuotės šaltinis yra abiejose planetos pusėse dviejų ištįsusių ašmenų pavidalu, kas rodo magnetosferinę spinduliuotės kilmę.
Jupiteris tarp Saulės sistemos planetų
Jupiterio masė yra 2,47 karto didesnė už kitų Saulės sistemos planetų masę.
Jupiteris yra didžiausia Saulės sistemos planeta, dujų milžinas. Jo pusiaujo spindulys yra 71,4 tūkstančio km, o tai yra 11,2 karto didesnis už Žemės spindulį.
Jupiteris yra vienintelė planeta, kurios masės centras su Saule yra už Saulės ribų ir yra maždaug 7% saulės spindulio nuo jos.
Jupiterio masė yra 2,47 karto didesnė už bendrą visų kitų Saulės sistemos planetų masę, 317,8 karto didesnė už Žemės masę ir maždaug 1000 kartų mažesnė už Saulės masę. Tankis (1326 kg/m2) yra maždaug lygus Saulės tankiui ir yra 4,16 karto mažesnis už Žemės tankį (5515 kg/m2). Be to, gravitacijos jėga jo paviršiuje, kuris paprastai laikomas viršutiniu debesų sluoksniu, yra daugiau nei 2,4 karto didesnė nei žemės: kūnas, kurio masė, pavyzdžiui, 100 kg, svers tas pats, kaip 240 kg sveriantis kūnas sveria Žemės paviršiuje. Tai atitinka 24,79 m/s2 gravitacinį pagreitį Jupiteryje, palyginti su 9,80 m/s2 Žemėje.
Jupiteris kaip „nevykusi žvaigždė“
Lyginamieji Jupiterio ir Žemės dydžiai.
Teoriniai modeliai rodo, kad jei Jupiterio masė būtų daug didesnė už tikrąją masę, planeta sugriūtų. Nedideli masės pokyčiai nereikštų spindulio pokyčių. Tačiau jei Jupiterio masė būtų keturis kartus didesnė už tikrąją masę, planetos tankis padidėtų tiek, kad dėl padidėjusios gravitacijos planetos dydis labai sumažėtų. Taigi atrodo, kad Jupiteris turi didžiausią skersmenį, kokį galėtų turėti panašios struktūros ir istorijos planeta. Toliau didėjant masei, susitraukimas tęstųsi tol, kol susiformavęs žvaigždėms Jupiteris taptų rudąja nykštuke, kurios masė apie 50 kartų didesnė už dabartinę masę. Tai suteikia astronomams pagrindo laikyti Jupiterį „nepavykusiu žvaigžde“, nors neaišku, ar planetų, tokių kaip Jupiteris, formavimosi procesai yra panašūs į tuos, kurie veda į dvinarių žvaigždžių sistemų formavimąsi. Nors Jupiteris turėtų būti 75 kartus masyvesnis, kad taptų žvaigžde, mažiausia žinoma raudonoji nykštukė yra tik 30% didesnio skersmens.
Orbita ir sukimasis
Kai Jupiteris stebimas iš Žemės opozicijos metu, jis gali pasiekti –2,94 m didumą, todėl jis yra trečias ryškiausias objektas naktiniame danguje po Mėnulio ir Veneros. Didžiausiu atstumu tariamasis dydis sumažėja iki 1,61 m. Atstumas tarp Jupiterio ir Žemės svyruoja nuo 588 iki 967 milijonų km.
Jupiterio opozicijos vyksta kas 13 mėnesių. 2010 metais milžiniškos planetos akistata įvyko rugsėjo 21 d. Didžiosios Jupiterio priešpriešos įvyksta kartą per 12 metų, kai planeta yra netoli savo orbitos perihelio. Per šį laikotarpį jo kampinis dydis stebėtojui iš Žemės siekia 50 lanko sekundžių, o jo ryškumas yra ryškesnis nei -2,9 m.
Vidutinis atstumas tarp Jupiterio ir Saulės yra 778,57 milijono km (5,2 AU), o orbitos periodas – 11,86 metų. Kadangi Jupiterio orbitos ekscentriškumas yra 0,0488, atstumo iki Saulės perihelio ir afelio skirtumas yra 76 milijonai km.
Pagrindinį indėlį į Jupiterio judėjimo sutrikimus įneša Saturnas. Pirmoji trikdžių rūšis yra pasaulietinė, veikianti ~70 tūkstančių metų skalėje, keičianti Jupiterio orbitos ekscentriškumą nuo 0,2 iki 0,06, o orbitos polinkį nuo ~1° - 2°. Antrosios rūšies trikdymas yra rezonansinis, kurio santykis artimas 2:5 (5 ženklų po kablelio tikslumas – 2:4,96666).
Planetos pusiaujo plokštuma yra artima jos orbitos plokštumai (sukimosi ašies polinkis yra 3,13°, palyginti su 23,45° Žemės), todėl Jupiteryje metų laikai nesikeičia.
Jupiteris apie savo ašį sukasi greičiau nei bet kuri kita Saulės sistemos planeta. Sukimosi laikotarpis ties pusiauju yra 9 valandos 50 minučių. 30 sekundžių, o vidutinėse platumose - 9 valandas 55 minutes. 40 sek. Dėl greito sukimosi Jupiterio (71492 km) pusiaujo spindulys yra 6,49% didesnis už poliarinį spindulį (66854 km); Taigi planetos suspaudimas yra (1:51,4).
Hipotezės apie gyvybės egzistavimą Jupiterio atmosferoje
Šiuo metu gyvybės buvimas Jupiteryje atrodo mažai tikėtinas: maža vandens koncentracija atmosferoje, kieto paviršiaus trūkumas ir tt Tačiau aštuntajame dešimtmetyje amerikiečių astronomas Carlas Saganas kalbėjo apie amoniako pagrindo gyvybės egzistavimo galimybę. viršutiniai Jupiterio atmosferos sluoksniai. Reikėtų pažymėti, kad net ir nedideliame gylyje Jovijos atmosferoje temperatūra ir tankis yra gana dideli, todėl negalima atmesti bent jau cheminės evoliucijos galimybės, nes cheminių reakcijų greitis ir tikimybė tam palanki. Tačiau vandens ir angliavandenilių gyvybės egzistavimas Jupiteryje taip pat įmanomas: atmosferos sluoksnyje, kuriame yra vandens garų debesys, temperatūra ir slėgis taip pat yra labai palankūs. Carlas Saganas kartu su E. E. Salpeteriu, atlikę skaičiavimus pagal chemijos ir fizikos dėsnius, aprašė tris įsivaizduojamas gyvybės formas, kurios galėtų egzistuoti Jupiterio atmosferoje:
Cheminė sudėtis
Jupiterio vidinių sluoksnių cheminės sudėties šiuolaikiniais stebėjimo metodais nustatyti neįmanoma, tačiau elementų gausa išoriniuose atmosferos sluoksniuose žinoma gana tiksliai, nes išorinius sluoksnius tiesiogiai ištyrė „Galileo“ nusileidimo aparatas, kuris buvo nuleistas į žemę. atmosfera 1995 metų gruodžio 7 d. Du pagrindiniai Jupiterio atmosferos komponentai yra molekulinis vandenilis ir helis. Atmosferoje taip pat yra daug paprastų junginių, tokių kaip vanduo, metanas (CH4), vandenilio sulfidas (H2S), amoniakas (NH3) ir fosfinas (PH3). Jų gausa gilioje (žemiau 10 barų) troposferoje rodo, kad Jupiterio atmosferoje yra 2–4 kartus daug anglies, azoto, sieros ir galbūt deguonies, palyginti su Saule.
Kiti cheminiai junginiai – arsinas (AsH3) ir germanas (GeH4) – yra, tačiau nedideliais kiekiais.
Inertinių dujų argono, kriptono ir ksenono koncentracija viršija jų kiekį Saulėje (žr. lentelę), o neono koncentracija yra aiškiai mažesnė. Yra nedideli kiekiai paprastų angliavandenilių: etano, acetileno ir diacetileno, kurie susidaro veikiami saulės ultravioletinės spinduliuotės ir įkrautų dalelių, patenkančių iš Jupiterio magnetosferos. Manoma, kad anglies dioksidas, anglies monoksidas ir vanduo viršutiniuose atmosferos sluoksniuose atsiranda dėl kometų, tokių kaip Shoemaker-Levy 9 kometos, susidūrimo su Jupiterio atmosfera. kylantis iki stratosferos lygio.
Jupiterio raudonos spalvos svyravimai gali atsirasti dėl atmosferoje esančių fosforo, sieros ir anglies junginių. Kadangi spalva gali labai skirtis, daroma prielaida, kad įvairiose vietose skiriasi ir cheminė atmosferos sudėtis. Pavyzdžiui, yra „sausos“ ir „šlapios“ zonos su skirtingu vandens garų kiekiu.
Struktūra
Jupiterio vidinės sandaros modelis: po debesimis yra apie 21 tūkst. km storio vandenilio ir helio mišinio sluoksnis su sklandžiu perėjimu iš dujinės į skystąją fazę, tada skysto ir metalinio vandenilio sluoksnis 30-50 tūkst. km gylio. Viduje gali būti kieta šerdis, kurios skersmuo yra apie 20 tūkstančių km.
Šiuo metu didžiausio pripažinimo sulaukė toks Jupiterio vidinės struktūros modelis:
1.Atmosfera. Jis yra padalintas į tris sluoksnius:
a. išorinis sluoksnis, sudarytas iš vandenilio;
b. vidurinis sluoksnis, susidedantis iš vandenilio (90%) ir helio (10%);
c. apatinis sluoksnis, sudarytas iš vandenilio, helio ir amoniako priemaišų, amonio vandenilio sulfato ir vandens, sudarantis tris debesų sluoksnius:
a. viršuje – sušalusio amoniako (NH3) debesys. Jo temperatūra apie -145 °C, slėgis apie 1 atm;
b. apačioje yra amonio hidrosulfido (NH4HS) kristalų debesys;
c. pačiame apačioje - vandens ledas ir, galbūt, skystas vanduo, tikriausiai reiškia - mažyčių lašelių pavidalu. Slėgis šiame sluoksnyje yra apie 1 atm, temperatūra apie -130 °C (143 K). Žemiau šio lygio planeta yra nepermatoma.
2. Metalinio vandenilio sluoksnis. Šio sluoksnio temperatūra svyruoja nuo 6300 iki 21 000 K, o slėgis nuo 200 iki 4000 GPa.
3. Akmens šerdis.
Šio modelio konstravimas pagrįstas stebėjimo duomenų sinteze, termodinamikos dėsnių taikymu ir laboratorinių duomenų ekstrapoliacija apie medžiagą esant aukštam slėgiui ir aukštai temperatūrai. Pagrindinės prielaidos, kuriomis jis grindžiamas:
Jei prie šių nuostatų pridėsime masės ir energijos tvermės dėsnius, gausime pagrindinių lygčių sistemą.
Šiame paprastame trijų sluoksnių modelyje nėra aiškios ribos tarp pagrindinių sluoksnių, tačiau fazių perėjimų plotai yra maži. Vadinasi, galime daryti prielaidą, kad beveik visi procesai yra lokalizuoti, o tai leidžia nagrinėti kiekvieną sluoksnį atskirai.
Atmosfera
Temperatūra atmosferoje nekyla monotoniškai. Jame, kaip ir Žemėje, galima išskirti egzosferą, termosferą, stratosferą, tropopauzę ir troposferą. Viršutiniuose sluoksniuose aukšta temperatūra; Judant gilyn slėgis didėja, o temperatūra nukrenta iki tropopauzės; Pradedant nuo tropopauzės, judant gilyn didėja ir temperatūra, ir slėgis. Skirtingai nei Žemėje, Jupiteris neturi mezosferos ar atitinkamos mezopauzės.
Jupiterio termosferoje vyksta gana daug įdomių procesų: būtent čia planeta radiacijos būdu netenka nemažos šilumos dalies, čia susidaro pašvaistė, čia susidaro jonosfera. 1 nbar slėgio lygis laikomas jo viršutine riba. Stebėta termosferos temperatūra yra 800-1000 K, o šiuo metu ši faktinė medžiaga dar nėra paaiškinta šiuolaikinių modelių rėmuose, nes juose temperatūra neturi būti aukštesnė nei apie 400 K. Jupiterio aušinimas yra taip pat nebanalus procesas: triatominis vandenilio jonas (H3+ ), išskyrus Jupiterį, randamą tik Žemėje, sukelia stiprią spinduliuotę vidurinėje infraraudonųjų spindulių spektro dalyje, kai bangos ilgis yra nuo 3 iki 5 μm.
Remiantis tiesioginiais nusileidimo aparato matavimais, viršutiniame nepermatomų debesų lygyje buvo 1 atmosferos slėgis ir -107 °C temperatūra; 146 km gylyje - 22 atmosferos, +153 °C. Galilėjus taip pat aptiko „šiltų dėmių“ palei pusiaują. Matyt, šiose vietose išorinis debesų sluoksnis plonas ir matosi šiltesni vidiniai plotai.
Po debesimis yra 7-25 tūkstančių km gylio sluoksnis, kuriame vandenilis palaipsniui keičia savo būseną iš dujų į skystą, didėjant slėgiui ir temperatūrai (iki 6000 °C). Atrodo, kad nėra aiškios ribos, atskiriančios dujinį vandenilį nuo skysto vandenilio. Tai gali atrodyti panašiai kaip nuolatinis pasaulinio vandenilio vandenyno virimas.
Metalinis vandenilio sluoksnis
Metalinis vandenilis atsiranda esant dideliam slėgiui (apie milijoną atmosferų) ir aukštoje temperatūroje, kai elektronų kinetinė energija viršija vandenilio jonizacijos potencialą. Dėl to protonai ir elektronai jame egzistuoja atskirai, todėl metalinis vandenilis yra geras elektros laidininkas. Numatomas metalinio vandenilio sluoksnio storis – 42-46 tūkst.km.
Šiame sluoksnyje kylančios galingos elektros srovės sukuria milžinišką Jupiterio magnetinį lauką. 2008 metais Raymondas Jeanlawsas iš Kalifornijos universiteto Berklyje ir Larsas Stixrudas iš Londono universiteto koledžo sukūrė Jupiterio ir Saturno struktūros modelį, pagal kurį jų gelmėse randamas ir metalinis helis, sudarantis savotišką lydinį su metaliniu vandeniliu. .
Šerdis
Naudojant išmatuotus planetos inercijos momentus, galima įvertinti jos šerdies dydį ir masę. Šiuo metu manoma, kad šerdies masė yra 10 kartų didesnė už Žemės masę, o jos dydis yra 1,5 karto didesnis už skersmenį.
Jupiteris išskiria žymiai daugiau energijos nei gauna iš Saulės. Tyrėjai teigia, kad Jupiteris turi nemažą šiluminės energijos rezervą, susidarantį materijos suspaudimo procese formuojantis planetai. Ankstesni Jupiterio vidinės sandaros modeliai, bandydami paaiškinti planetos išskiriamą energijos perteklių, leido jos gelmėse radioaktyviam skilimui arba energijos išsiskyrimui suspaudžiant planetą veikiant gravitacijai.
Tarpsluoksniai procesai
Neįmanoma lokalizuoti visų procesų nepriklausomuose sluoksniuose: reikia paaiškinti cheminių elementų trūkumą atmosferoje, radiacijos perteklių ir kt.
Helio kiekio skirtumas išoriniame ir vidiniame sluoksniuose paaiškinamas tuo, kad helis kondensuojasi atmosferoje ir lašelių pavidalu patenka į gilesnius regionus. Šis reiškinys primena žemišką lietų, bet ne iš vandens, o iš helio. Neseniai buvo įrodyta, kad šiuose lašeliuose gali ištirpti neonas. Tai paaiškina neono trūkumą.
Atmosferos judėjimas
Jupiterio sukimosi animacija pagal nuotraukas iš „Voyager 1“, 1979 m.
Vėjo greitis Jupiteryje gali viršyti 600 km/val. Skirtingai nuo Žemės, kur atmosferos cirkuliacija vyksta dėl saulės šildymo skirtumo pusiaujo ir poliariniuose regionuose, Jupiteryje saulės spinduliuotės poveikis temperatūros cirkuliacijai yra nereikšmingas; pagrindinės varomosios jėgos yra šilumos srautai, ateinantys iš planetos centro, ir energija, išsiskirianti greito Jupiterio judėjimo aplink savo ašį metu.
Remdamiesi antžeminiais stebėjimais, astronomai Jupiterio atmosferos juostas ir zonas suskirstė į pusiaujo, atogrąžų, vidutinio klimato ir poliarines. Iš atmosferos gelmių kylančios įkaitusios dujų masės zonose, kurias Jupiteriui veikia reikšmingos Koriolio jėgos, traukiamos planetos dienovidiniais, o priešingi zonų kraštai juda vienas kito link. Zonų ir juostų ribose (žemyn nukreiptos srovės srityse) yra stipri turbulencija. Į šiaurę nuo pusiaujo srautai zonose, nukreiptose į šiaurę, Koriolio jėgų nukreipiami į rytus, o srautai, nukreipti į pietus, nukreipiami į vakarus. Pietiniame pusrutulyje yra atvirkščiai. Pasatai turi panašią struktūrą Žemėje.
Juostos
Jupiterio juostos skirtingais metais
Būdingas Jupiterio išvaizdos bruožas – juostelės. Yra keletas versijų, paaiškinančių jų kilmę. Taigi, pagal vieną versiją, juostelės atsirado dėl konvekcijos reiškinio milžiniškos planetos atmosferoje - dėl šildymo ir dėl to kai kurių sluoksnių pakilimo, o kitų aušinimo ir nuleidimo. 2010 metų pavasarį mokslininkai iškėlė hipotezę, pagal kurią Jupiterio juostos atsirado dėl jo palydovų įtakos. Daroma prielaida, kad veikiant palydovų gravitacijai Jupiteryje susidarė savotiški materijos „stulpai“, kurie besisukdami suformavo juosteles.
Konvekciniai srautai, pernešantys vidinę šilumą į paviršių, išorėje pasirodo šviesių zonų ir tamsių juostų pavidalu. Šviesos zonų srityje yra padidėjęs slėgis, atitinkantis srautus į viršų. Zonas formuojantys debesys išsidėstę aukštesniame lygyje (apie 20 km), o jų šviesią spalvą, matyt, lemia padidėjusi ryškiai baltų amoniako kristalų koncentracija. Žemiau esančių juostų tamsūs debesys tikriausiai sudaryti iš raudonai rudų amonio hidrosulfido kristalų ir turi aukštesnę temperatūrą. Šios struktūros yra žemyninės srovės sritis. Zonos ir diržai turi skirtingą judėjimo greitį Jupiterio sukimosi kryptimi. Orbitos periodas skiriasi keliomis minutėmis, priklausomai nuo platumos. Dėl to egzistuoja stabilios zoninės srovės arba vėjai, kurie nuolat pučia lygiagrečiai pusiaujui viena kryptimi. Greičiai šioje globalioje sistemoje siekia nuo 50 iki 150 m/s ir daugiau. Juostų ir zonų ribose pastebima stipri turbulencija, dėl kurios susidaro daugybė sūkurinių struktūrų. Garsiausias toks darinys – Didžioji Raudonoji dėmė, Jupiterio paviršiuje stebima pastaruosius 300 metų.
Atsiradęs sūkurys pakelia įkaitusias dujų mases su smulkių komponentų garais į debesų paviršių. Susidarę amoniako sniego kristalai, tirpalai ir amoniako junginiai sniego ir lašų, paprasto vandens sniego ir ledo pavidalu pamažu leidžiasi į atmosferą, kol pasiekia pakankamai aukštą temperatūrą ir išgaruoja. Po to dujinės būsenos medžiaga grįžta į debesų sluoksnį.
2007 m. vasarą Hablo teleskopas užfiksavo dramatiškus Jupiterio atmosferos pokyčius. Atskiros zonos atmosferoje į šiaurę ir į pietus nuo pusiaujo virto juostomis, o juostos – zonomis. Kartu keitėsi ne tik atmosferinių darinių formos, bet ir spalva.
2010 m. gegužės 9 d. astronomas mėgėjas Anthony Wesley (taip pat žr. žemiau) atrado, kad viena iš labiausiai pastebimų ir stabiliausių laike darinių – Pietų pusiaujo juosta – staiga dingo nuo planetos veido. Būtent pietinės pusiaujo juostos platumoje yra jos „nuplauti“ Didžioji Raudonoji dėmė. Manoma, kad staigaus Jupiterio pietinės pusiaujo juostos išnykimo priežastis – virš jos atsiradęs šviesesnių debesų sluoksnis, po kuriuo slepiasi tamsių debesų juosta. Remiantis Hablo teleskopo atliktais tyrimais, prieita prie išvados, kad juosta visiškai neišnyko, o tiesiog pasislėpė po debesų sluoksniu, susidedančiu iš amoniako.
Puiki raudona dėmė
Didžioji raudonoji dėmė yra įvairaus dydžio ovalus darinys, esantis pietinėje atogrąžų zonoje. Jį atrado Robertas Hukas 1664 m. Šiuo metu jo matmenys yra 15–30 tūkst. km (Žemės skersmuo ~12,7 tūkst. km), o prieš 100 metų stebėtojai pastebėjo dvigubai didesnį dydį. Kartais tai nėra labai aiškiai matoma. Didžioji raudonoji dėmė yra unikalus ilgaamžis milžiniškas uraganas, kurio medžiaga sukasi prieš laikrodžio rodyklę ir užbaigia visą apsisukimą per 6 Žemės dienas.
2000 m. pabaigoje Cassini zondo atliktų tyrimų dėka buvo nustatyta, kad Didžioji Raudonoji dėmė yra susijusi su srautu žemyn (vertikali atmosferos masių cirkuliacija); Debesys čia didesni, o temperatūra žemesnė nei kituose rajonuose. Debesų spalva priklauso nuo aukščio: aukščiausiai yra mėlyni statiniai, po jais guli rudi, vėliau balti. Raudonos struktūros yra žemiausios. Didžiosios Raudonosios dėmės sukimosi greitis yra 360 km/val. Vidutinė jo temperatūra –163 °C, o tarp išorinės ir centrinės dėmės dalių yra apie 3–4 laipsnių temperatūros skirtumas. Manoma, kad šis skirtumas yra atsakingas už tai, kad atmosferos dujos saulės dėmės centre sukasi pagal laikrodžio rodyklę, o pakraščiuose - prieš laikrodžio rodyklę. Taip pat buvo manoma, kad yra ryšys tarp temperatūros, slėgio, judėjimo ir Raudonosios dėmės spalvos, nors mokslininkai vis dar negali pasakyti, kaip tiksliai tai pasiekiama.
Kartkartėmis Jupiteryje stebimi didelių cikloninių sistemų susidūrimai. Vienas iš jų įvyko 1975 m., todėl raudona dėmės spalva keletą metų išnyko. 2002 metų vasario pabaigoje kitą milžinišką sūkurį – Baltąjį ovalą – ėmė stabdyti Didžioji Raudonoji dėmė, o susidūrimas tęsėsi visą mėnesį. Tačiau tai nepadarė rimtos žalos abiem sūkuriams, nes atsirado tangentiškai.
Raudona Didžiosios Raudonosios dėmės spalva yra paslaptis. Viena iš galimų priežasčių gali būti cheminiai junginiai, kuriuose yra fosforo. Tiesą sakant, spalvos ir mechanizmai, sukuriantys visos Jovijos atmosferos vaizdą, vis dar menkai suprantami ir gali būti paaiškinti tik tiesioginiais jos parametrų matavimais.
1938 m. netoli 30° pietų platumos užfiksuotas trijų didelių baltų ovalų susidarymas ir vystymasis. Šį procesą lydėjo dar kelių mažų baltų ovalų – sūkurių – susidarymas. Tai patvirtina, kad Didžioji Raudonoji dėmė yra galingiausias iš Jovijos sūkurių. Istoriniai įrašai neatskleidžia panašių ilgalaikių sistemų planetos šiaurinėse vidutinėse platumose. Dideli tamsūs ovalai buvo pastebėti netoli 15° šiaurės platumos, tačiau, matyt, būtinos sąlygos sūkuriams atsirasti ir vėlesniam jų pavertimui stabiliomis sistemomis, tokiomis kaip Raudonoji dėmė, egzistuoja tik pietiniame pusrutulyje.
Maža raudona dėmė
Didžioji raudonoji dėmė ir mažoji raudonoji dėmė 2008 m. gegužę Hablo teleskopo nuotraukoje
Kalbant apie tris minėtus baltus ovalius sūkurius, du iš jų susijungė 1998 m., o 2000 m. atsiradęs naujas sūkurys susiliejo su likusiu trečiu ovalu. 2005 metų pabaigoje sūkurys (Oval BA, angl. Oval BC) pradėjo keisti spalvą, ilgainiui įgavo raudoną spalvą, dėl kurios gavo naują pavadinimą – Mažoji Raudonoji Dėmė. 2006 m. liepos mėn. Mažoji Raudonoji Dėmė susisiekė su savo vyresniuoju „broliu“, Didžiąja Raudonąja Dėmė. Tačiau tai neturėjo jokios reikšmingos įtakos abiem sūkuriams – susidūrimas įvyko tangentiškai. Susidūrimas buvo prognozuojamas dar 2006 m. pirmąjį pusmetį.
Žaibas
Sūkurio centre slėgis didesnis nei apylinkėse, o pačius uraganus supa žemo slėgio trikdžiai. Remiantis kosminių zondų „Voyager 1“ ir „Voyager 2“ nuotraukomis, buvo nustatyta, kad tokių sūkurių centre stebimi milžiniški žaibo blyksniai, kurių ilgis siekia tūkstančius kilometrų. Žaibo galia yra trimis dydžiais didesnė nei Žemėje.
Magnetinis laukas ir magnetosfera
Jupiterio magnetinio lauko diagrama
Pirmasis bet kokio magnetinio lauko požymis yra radijo spinduliuotė, taip pat rentgeno spinduliai. Kuriant vykstančių procesų modelius, galima spręsti apie magnetinio lauko struktūrą. Taigi buvo nustatyta, kad Jupiterio magnetinis laukas turi ne tik dipolio dedamąją, bet ir kvadrupolio, oktupolio ir kitas aukštesnės eilės harmonikas. Daroma prielaida, kad magnetinį lauką sukuria dinamas, panašus į esantį Žemėje. Tačiau skirtingai nei Žemėje, metalinio helio sluoksnis Jupiteryje yra srovių laidininkas.
Magnetinio lauko ašis į sukimosi ašį pasvirusi 10,2 ± 0,6°, beveik kaip Žemėje, tačiau šiaurinis magnetinis polius yra šalia pietinio geografinio poliaus, o pietinis magnetinis polius yra šalia šiaurinio geografinio poliaus. Lauko stiprumas matomo debesų paviršiaus lygyje yra 14 Oe šiaurės ašigalyje ir 10,7 Oe pietų ašigalyje. Jo poliškumas yra priešingas Žemės magnetinio lauko poliškumui.
Jupiterio magnetinio lauko forma yra labai suplota ir primena diską (skirtingai nei Žemės lašo formos). Išcentrinė jėga, veikianti kartu besisukančią plazmą iš vienos pusės, o karštos plazmos šiluminis slėgis – kitoje, ištempia jėgos linijas, 20 RJ atstumu suformuodama ploną blyną primenančią struktūrą, dar vadinamą magnetodisku. Jis turi puikią srovės struktūrą šalia magnetinio pusiaujo.
Aplink Jupiterį, kaip ir aplink daugumą Saulės sistemos planetų, yra magnetosfera – sritis, kurioje įkrautų dalelių, plazmos, elgesį lemia magnetinis laukas. Jupiteriui tokių dalelių šaltiniai yra saulės vėjas ir Io. Vulkaniniai pelenai, išmesti iš Io ugnikalnių, yra jonizuojami saulės ultravioletinės spinduliuotės. Taip susidaro sieros ir deguonies jonai: S+, O+, S2+ ir O2+. Šios dalelės palieka palydovo atmosferą, bet lieka orbitoje aplink jį, sudarydamos torą. Šį torą atrado „Voyager 1“; jis yra Jupiterio pusiaujo plokštumoje ir jo skerspjūvio spindulys yra 1 RJ, o spindulys nuo centro (šiuo atveju nuo Jupiterio centro) iki paviršiaus generatricos yra 5,9 RJ. Būtent tai iš esmės keičia Jupiterio magnetosferos dinamiką.
Jupiterio magnetosfera. Saulės vėjo jonai, užfiksuoti magnetinio lauko, diagramoje pavaizduoti raudonai, Io neutrali vulkaninių dujų juosta pavaizduota žalia spalva, o Europa neutralių dujų juosta – mėlyna. ENA – neutralūs atomai. Remiantis Cassini zondo duomenimis, gautais 2001 m. pradžioje.
Artėjantis saulės vėjas yra subalansuotas magnetinio lauko slėgiu 50-100 planetos spindulių atstumu be Io įtakos, šis atstumas būtų ne didesnis kaip 42 RJ. Nakties pusėje jis tęsiasi už Saturno orbitos ir siekia 650 milijonų km ar daugiau. Jupiterio magnetosferoje įsibėgėję elektronai pasiekia Žemę. Jei Jupiterio magnetosfera būtų matoma iš Žemės paviršiaus, jos kampiniai matmenys viršytų Mėnulio matmenis.
Radiacijos diržai
Jupiteris turi galingus radiacijos diržus. Artėdamas prie Jupiterio, Galilėjus gavo 25 kartus didesnę spinduliuotės dozę nei mirtina dozė žmonėms. Radijo spinduliuotė iš Jupiterio spinduliuotės juostos pirmą kartą buvo atrasta 1955 m. Radijo spinduliuotė yra sinchrotroninio pobūdžio. Radiacijos juostose esantys elektronai turi milžinišką energiją, siekiančią apie 20 MeV, o Cassini zondas nustatė, kad Jupiterio spinduliuotės juostose elektronų tankis yra mažesnis nei tikėtasi. Elektronų srautas Jupiterio spinduliuotės juostose gali kelti rimtą pavojų erdvėlaiviams dėl didelės pavojaus, kad spinduliuotė gali sugadinti įrangą. Apskritai Jupiterio radijo spinduliuotė nėra griežtai vienoda ir pastovi – tiek laiko, tiek dažnio atžvilgiu. Vidutinis tokio spinduliavimo dažnis, tyrimų duomenimis, yra apie 20 MHz, o visas dažnių diapazonas – nuo 5-10 iki 39,5 MHz.
Jupiterį supa 3000 km ilgio jonosfera.
Auroros ant Jupiterio
Auroros struktūra ant Jupiterio: parodytas pagrindinis žiedas, poliarinė spinduliuotė ir dėmės, atsiradusios dėl sąveikos su natūraliais Jupiterio palydovais.
Jupiteris demonstruoja ryškias, nuolatines auroras aplink abu ašigalius. Skirtingai nuo Žemėje esančių, atsirandančių padidėjusio saulės aktyvumo laikotarpiais, Jupiterio pašvaistės yra pastovios, nors jų intensyvumas kinta kiekvieną dieną. Jie susideda iš trijų pagrindinių komponentų: pagrindinė ir ryškiausia sritis yra palyginti nedidelė (mažiau nei 1000 km pločio), esanti maždaug 16° nuo magnetinių polių; karštieji taškai yra magnetinio lauko linijų pėdsakai, jungiantys palydovų jonosferas su Jupiterio jonosfera, ir trumpalaikių emisijų sritys, esančios pagrindinio žiedo viduje. Auroralinės spinduliuotės buvo aptiktos beveik visose elektromagnetinio spektro dalyse nuo radijo bangų iki rentgeno spindulių (iki 3 keV), tačiau ryškiausios yra infraraudonųjų spindulių vidurio srityje (bangos ilgis 3-4 μm ir 7-14 μm) ir gilioji ultravioletinė spektro sritis (bangos ilgio bangos 80-180 nm).
Pagrindinių aurorų žiedų padėtis yra stabili, kaip ir jų forma. Tačiau jų spinduliuotę stipriai moduliuoja saulės vėjo slėgis – kuo stipresnis vėjas, tuo silpnesnės auroros. Auroros stabilumą palaiko didelis elektronų antplūdis, pagreitintas dėl potencialų skirtumo tarp jonosferos ir magnetodisko. Šie elektronai generuoja srovę, kuri palaiko sinchroninį sukimąsi magnetodiske. Šių elektronų energija yra 10 - 100 keV; prasiskverbę giliai į atmosferą, jie jonizuoja ir sužadina molekulinį vandenilį, sukeldami ultravioletinę spinduliuotę. Be to, jie šildo jonosferą, o tai paaiškina stiprią auroros infraraudonąją spinduliuotę ir dalinį termosferos įkaitimą.
Karštieji taškai yra susiję su trimis Galilėjos palydovais: Io, Europa ir Ganimedu. Jie atsiranda dėl to, kad šalia palydovų sulėtėja besisukanti plazma. Ryškiausios dėmės priklauso Io, nes šis palydovas yra pagrindinis plazmos tiekėjas, Europa ir Ganymede dėmės yra daug blankesnės. Manoma, kad karts nuo karto atsirandančios ryškios dėmės pagrindinių žiedų viduje yra susijusios su magnetosferos ir saulės vėjo sąveika.
Didelė rentgeno dėmė
Kombinuota Jupiterio nuotrauka iš Hablo teleskopo ir Chandra rentgeno teleskopo – 2007 m. vasario mėn.
2000 m. gruodį orbitinis teleskopas Chandra aptiko Jupiterio ašigalių (daugiausia šiaurės ašigalių) pulsuojančios rentgeno spinduliuotės šaltinį, vadinamą Didžiąja rentgeno taške. Šios radiacijos priežastys vis dar yra paslaptis.
Formavimosi ir evoliucijos modeliai
Egzoplanetų stebėjimai labai prisideda prie mūsų supratimo apie žvaigždžių formavimąsi ir evoliuciją. Taigi, jų pagalba buvo nustatyti bruožai, būdingi visoms planetoms, panašioms į Jupiterį:
Jie susidaro dar prieš protoplanetinio disko išsisklaidymą.
Akrecija vaidina svarbų vaidmenį formuojant.
Sunkiųjų cheminių elementų sodrinimas dėl planetezimalių.
Yra dvi pagrindinės hipotezės, paaiškinančios Jupiterio atsiradimo ir formavimosi procesus.
Pagal pirmąją hipotezę, vadinamą „susitraukimo“ hipoteze, santykinis Jupiterio ir Saulės cheminės sudėties panašumas (didelė vandenilio ir helio dalis) paaiškinama tuo, kad planetų formavimosi pradžioje vystantis Saulės sistemai, dujų ir dulkių diske susidarė didžiulės „kondensacijos“, dėl kurių atsirado planetos, t.y. Saulė ir planetos formavosi panašiai. Tiesa, ši hipotezė nepaaiškina esamų planetų cheminės sudėties skirtumų: pavyzdžiui, Saturne yra daugiau sunkiųjų cheminių elementų nei Jupiteryje, kuriame, savo ruožtu, yra daugiau nei Saulėje. Antžeminės planetos savo chemine sudėtimi paprastai ryškiai skiriasi nuo milžiniškų planetų.
Antroji hipotezė („akrecijos“ hipotezė) teigia, kad Jupiterio, kaip ir Saturno, formavimosi procesas vyko dviem etapais. Pirma, per kelias dešimtis milijonų metų vyko kietų tankių kūnų, kaip ir antžeminės planetos, formavimosi procesas. Tada prasidėjo antrasis etapas, kai dujų kaupimosi procesas iš pirminio protoplanetinio debesies ant šių kūnų, kurie tuo metu buvo pasiekę kelių Žemės masių masę, truko kelis šimtus tūkstančių metų.
Jau pirmajame etape dalis dujų išsisklaidė iš Jupiterio ir Saturno regiono, todėl šių planetų ir Saulės cheminė sudėtis šiek tiek skyrėsi. Antrajame etape Jupiterio ir Saturno išorinių sluoksnių temperatūra siekė atitinkamai 5000 °C ir 2000 °C. Uranas ir Neptūnas daug vėliau pasiekė kritinę masę, reikalingą akrecijai pradėti, o tai paveikė tiek jų masę, tiek cheminę sudėtį.
2004 m. Katharina Lodders iš Vašingtono universiteto iškėlė hipotezę, kad Jupiterio šerdį daugiausia sudaro kai kurios organinės medžiagos, turinčios sukibimo savybių, o tai savo ruožtu labai paveikė šerdies medžiagos gaudymą iš aplinkinio erdvės regiono. Susidariusi uolienų dervos šerdis savo gravitacijos jėga „pagavo“ dujas iš saulės ūko, suformuodama šiuolaikinį Jupiterį. Ši idėja atitinka antrąją hipotezę apie Jupiterio atsiradimą per akreciją.
Palydovai ir žiedai
Dideli Jupiterio palydovai: Io, Europa, Ganymede ir Callisto bei jų paviršiai.
Jupiterio mėnuliai: Io, Europa, Ganimedas ir Callisto
2012 m. sausio mėn. Jupiteris turi 67 žinomus palydovus – tai didžiausias skaičius Saulės sistemoje. Manoma, kad palydovų gali būti mažiausiai šimtas. Palydovams daugiausia suteikiami įvairių mitinių veikėjų vardai, vienaip ar kitaip susiję su Dzeusu-Jupiteriu. Palydovai skirstomi į dvi dideles grupes - vidinius (8 palydovai, Galilėjos ir ne Galilėjos vidiniai palydovai) ir išorinius (55 palydovai, taip pat suskirstyti į dvi grupes) - taigi, iš viso yra 4 „atmainos“. Keturis didžiausius palydovus – Io, Europa, Ganymede ir Callisto – dar 1610 m. atrado Galilėjus Galilėjus]. Jupiterio palydovų atradimas buvo pirmasis rimtas faktinis argumentas Koperniko heliocentrinės sistemos naudai.
Europa
Didžiausią susidomėjimą kelia Europa, turinti pasaulinį vandenyną, kuriame įmanoma gyvybė. Specialūs tyrimai parodė, kad vandenynas tęsiasi 90 km gylyje, jo tūris viršija Žemės vandenynų tūrį. Europos paviršius nusėtas gedimų ir įtrūkimų, atsiradusių lediniame palydovo apvalkale. Buvo manoma, kad Europos šilumos šaltinis yra pats vandenynas, o ne palydovo šerdis. Povandeninio vandenyno egzistavimas taip pat daromas prielaidoje ant Callisto ir Ganymede. Remdamiesi prielaida, kad deguonis į poledyninį vandenyną gali prasiskverbti per 1–2 milijardus metų, mokslininkai teoriškai daro prielaidą, kad palydove yra gyvybės. Deguonies kiekis Europos vandenyne yra pakankamas ne tik vienaląsčių, bet ir didesnių gyvybės formų egzistavimui palaikyti. Šis palydovas užima antrą vietą pagal gyvybės atsiradimo galimybę po Encelado.
Io
Io yra įdomus galingų aktyvių ugnikalnių buvimu; Palydovo paviršius užpildytas vulkaninės veiklos produktais. Kosminių zondų padarytose nuotraukose matyti, kad Io paviršius yra ryškiai geltonas su rudomis, raudonomis ir tamsiai geltonomis dėmėmis. Šios dėmės yra Io ugnikalnio išsiveržimų produktas, daugiausia sudarytas iš sieros ir jos junginių; Išsiveržimų spalva priklauso nuo jų temperatūros.
[taisyti] Ganimedas
Ganimedas yra didžiausias ne tik Jupiterio palydovas, bet ir apskritai Saulės sistemoje tarp visų planetų palydovų. Ganymede ir Callisto yra padengti daugybe kraterių, daugelis jų yra apsupti įtrūkimų.
Callisto
Taip pat manoma, kad Callisto po paviršiumi yra vandenynas; tai netiesiogiai rodo Callisto magnetinis laukas, kurį gali generuoti elektros srovės, esančios sūriame vandenyje palydovo viduje. Šiai hipotezei pritaria ir tai, kad Callisto magnetinis laukas keičiasi priklausomai nuo jo orientacijos į Jupiterio magnetinį lauką, tai yra, po šio palydovo paviršiumi yra labai laidus skystis.
Galilėjos palydovų dydžių palyginimas su Žeme ir Mėnuliu
Galilėjos palydovų ypatybės
Visi dideli Jupiterio palydovai sukasi sinchroniškai ir visada yra nukreipti į tą pačią pusę link Jupiterio dėl galingų milžiniškos planetos potvynių jėgų įtakos. Tuo pačiu metu Ganimedas, Europa ir Io rezonuoja vienas su kitu. Be to, tarp Jupiterio palydovų yra dėsningumas: kuo toliau nuo planetos palydovas, tuo mažesnis jo tankis (Io - 3,53 g/cm2, Europa - 2,99 g/cm2, Ganimedas - 1,94 g/cm2, Callisto - 1,83 g/cm2). Tai priklauso nuo vandens kiekio palydove: Io vandens praktiškai nėra, Europoje – 8%, o Ganimede ir Kalisto – iki pusės jų masės.
Maži Jupiterio palydovai
Likę palydovai yra daug mažesni ir yra netaisyklingos formos akmeniniai kūnai. Tarp jų yra ir tokių, kurie pasuka į priešingą pusę. Tarp mažųjų Jupiterio palydovų Amaltėja labai domina mokslininkus: manoma, kad jos viduje yra tuštumų sistema, atsiradusi dėl tolimoje praeityje įvykusios katastrofos - dėl meteorito bombardavimo Amaltėja sulūžo. suskirstyti į dalis, kurios vėliau susijungė veikiamos abipusės gravitacijos, tačiau jos niekada netapo vienu monolitiniu kūnu.
Metis ir Adrastea yra arčiausiai Jupiterio esantys palydovai, kurių skersmuo yra atitinkamai maždaug 40 ir 20 km. Jie juda pagrindinio Jupiterio žiedo pakraščiu 128 tūkstančių km spinduliu, aplink Jupiterį apsisuka per 7 valandas ir yra greičiausi Jupiterio palydovai.
Bendras visos Jupiterio palydovų sistemos skersmuo yra 24 milijonai km. Be to, manoma, kad praeityje Jupiteris turėjo dar daugiau palydovų, tačiau kai kurie iš jų nukrito į planetą veikiami galingos gravitacijos.
Mėnuliai su atvirkštine sukimosi aplink Jupiterį
Jupiterio palydovai, kurių pavadinimai baigiasi raide „e“ – Karme, Sinope, Ananke, Pasiphae ir kiti (žr. Anankės grupę, Karmės grupę, Pasiphae grupę) – sukasi aplink planetą priešinga kryptimi (retrogradinis judėjimas) ir pagal mokslininkai, susiformavo ne kartu su Jupiteriu, o vėliau buvo jo užfiksuoti. Neptūno palydovas Triton turi panašią savybę.
Laikini Jupiterio palydovai
Kai kurios kometos yra laikini Jupiterio palydovai. Taigi, ypač kometa Kushida - Muramatsu (anglų kalba) rusų kalba. laikotarpiu nuo 1949 iki 1961 m. buvo Jupiterio palydovas, per tą laiką atlikęs du apsisukimus aplink planetą. Be šio objekto, žinomi mažiausiai 4 laikini milžiniškos planetos palydovai.
Jupiterio žiedai
Jupiterio žiedai (diagrama).
Jupiteris turi silpnus žiedus, aptiktus „Voyager 1“ skrydžio metu 1979 m. Žiedų buvimą dar 1960 metais pasiūlė sovietų astronomas Sergejus Vsekhsvyatsky, remdamasis kai kurių kometų orbitų tolimų taškų tyrimu, Vsekhsvyatsky padarė išvadą, kad šios kometos gali kilti iš Jupiterio žiedo ir pasiūlė, kad žiedas susiformavo. dėl Jupiterio palydovų vulkaninės veiklos (vulkanai Io buvo aptikti po dviejų dešimtmečių).
Žiedai yra optiškai ploni, jų optinis storis ~10-6, o dalelės albedas tik 1,5%. Tačiau juos stebėti vis dar įmanoma: esant fazių kampams, artimiems 180 laipsnių (žiūrint „prieš šviesą“), žiedų ryškumas padidėja maždaug 100 kartų, o tamsioji Jupiterio nakties pusė nepalieka apšvietimo. Iš viso yra trys žiedai: vienas pagrindinis žiedas, „voro žiedas“ ir aureolė.
Jupiterio žiedų nuotrauka, kurią „Galileo“ padarė tiesioginėje išsklaidytoje šviesoje.
Pagrindinis žiedas tęsiasi nuo 122 500 iki 129 230 km nuo Jupiterio centro. Viduje pagrindinis žiedas virsta toroidine aureole, o išorėje susisiekia su arachnoidine aureole. Stebimas tiesioginis spinduliuotės sklaidymas optiniame diapazone būdingas mikrono dydžio dulkių dalelėms. Tačiau dulkės netoli Jupiterio yra veikiamos stiprių negravitacinių trikdžių, todėl dulkių grūdelių gyvenimo trukmė yra 103 ± 1 metai. Tai reiškia, kad turi būti šių dulkių dalelių šaltinis. Tokių šaltinių vaidmeniui tinka du nedideli palydovai, gulintys pagrindinio žiedo viduje – Metis ir Adrastea. Susidūrę su meteoroidais, jie sukuria mikrodalelių spiečius, kurie vėliau pasklinda orbitoje aplink Jupiterį. Stebint voratinklinį žiedą, paaiškėjo du atskiri medžiagos diržai, kilę iš Tėbų ir Amaltėjos orbitų. Šių diržų struktūra primena zodiako dulkių kompleksų struktūrą.
Trojos asteroidai
Trojos asteroidai yra asteroidų grupė, esanti Jupiterio L4 ir L5 Lagranžo taškų srityje. Asteroidai yra 1:1 rezonanso su Jupiteriu ir juda su juo orbita aplink Saulę. Tuo pat metu egzistuoja tradicija objektus, esančius šalia taško L4, pavadinti graikų herojais, o šalia L5 – Trojos didvyriais. Iš viso 2010 m. birželio mėn. buvo atidaryti 1 583 tokie objektai.
Yra dvi teorijos, paaiškinančios Trojos arklių kilmę. Pirmieji teigia, kad jie atsirado paskutiniame Jupiterio formavimo etape (svarstomas akrecijos variantas). Kartu su medžiaga buvo užfiksuoti planetezimaliai, ant kurių taip pat vyko akrecija, o kadangi mechanizmas buvo veiksmingas, pusė jų atsidūrė gravitaciniuose spąstuose. Šios teorijos trūkumai: tokiu būdu iškilusių objektų skaičius yra keturiomis eilėmis didesnis nei pastebėtas, be to, jie turi daug didesnį orbitos polinkį.
Antroji teorija yra dinamiška. Praėjus 300–500 milijonų metų po Saulės sistemos susidarymo, Jupiteris ir Saturnas perėjo per 1:2 rezonansą. Tai paskatino orbitų pertvarką: Neptūnas, Plutonas ir Saturnas padidino savo orbitos spindulį, o Jupiteris sumažino. Tai paveikė Kuiperio juostos gravitacinį stabilumą, o kai kurie joje gyvenę asteroidai persikėlė į Jupiterio orbitą. Tuo pačiu metu visi originalūs Trojos arklys, jei tokių buvo, buvo sunaikinti.
Tolesnis Trojos arklių likimas nežinomas. Virtinė silpnų Jupiterio ir Saturno rezonansų privers juos chaotiškai judėti, tačiau kokia bus šio chaotiško judėjimo jėga ir ar jie bus išmesti iš dabartinės orbitos, sunku pasakyti. Be to, susirėmimai tarpusavyje lėtai, bet užtikrintai sumažina Trojos arklių skaičių. Kai kurie fragmentai gali tapti palydovais, o kai kurie – kometomis.
Dangaus kūnų susidūrimai su Jupiteriu
Batsiuvio kometa – Levy
Pėdsakas iš vienos iš kometos Shoemaker-Levy nuolaužų, nufotografuotas Hablo teleskopu, 1994 m. liepos mėn.
Pagrindinis straipsnis: Batsiuvio kometa – Levi 9
1992 metų liepą kometa priartėjo prie Jupiterio. Jis pralėkė maždaug 15 tūkstančių kilometrų atstumu nuo debesų viršūnės, o galinga gravitacinė milžiniškos planetos įtaka suplėšė jos šerdį į 17 didelių gabalų. Šį kometų būrį Palomaro kalno observatorijoje atrado pora Carolyn ir Eugene Shoemaker bei astronomas mėgėjas Davidas Levy. 1994 m., per kitą artėjimą prie Jupiterio, visos kometos nuolaužos rėžėsi į planetos atmosferą milžinišku greičiu – maždaug 64 kilometrais per sekundę. Šis didžiulis kosminis kataklizmas buvo stebimas tiek iš Žemės, tiek naudojant kosmines priemones, ypač naudojant Hablo kosminį teleskopą, IUE palydovą ir tarpplanetinę kosminę stotį „Galileo“. Branduolių kritimą lydėjo plataus spektro diapazono spinduliuotės pliūpsniai, dujų emisijos ir ilgaamžių sūkurių susidarymas, Jupiterio spinduliuotės juostų pokyčiai ir auroros atsiradimas bei Io ryškumo susilpnėjimas. plazminis toras ekstremaliame ultravioletiniame diapazone.
Kiti kritimai
2009 m. liepos 19 d. minėtasis astronomas mėgėjas Anthony Wesley aptiko tamsią dėmę netoli Jupiterio pietinio ašigalio. Vėliau šis radinys buvo patvirtintas Kecko observatorijoje Havajuose. Gautų duomenų analizė parodė, kad greičiausiai į Jupiterio atmosferą nukritęs kūnas buvo uolinis asteroidas.
2010 m. birželio 3 d., 20:31 tarptautiniu laiku, du nepriklausomi stebėtojai - Anthony Wesley (Australija) ir Christopheris Go (Filipinai) - nufilmavo blyksnį virš Jupiterio atmosferos, kuris greičiausiai yra naujo, anksčiau nežinomo kūno kritimas. Jupiteris. Praėjus dienai po šio įvykio Jupiterio atmosferoje naujų tamsių dėmių neaptikta. Jau buvo stebimi didžiausi Havajų salų instrumentai (Gemini, Keck ir IRTF), o stebėjimai planuojami Hablo kosminiu teleskopu. 2010 m. birželio 16 d. NASA paskelbė pranešimą spaudai, kuriame teigiama, kad Hablo kosminiu teleskopu 2010 m. birželio 7 d. (4 dienos po to, kai buvo užfiksuotas žybsnis) nebuvo jokių smūgio požymių Jupiterio viršutinėje atmosferoje.
2010 m. rugpjūčio 20 d., 18:21:56 tarptautiniu laiku, virš Jupiterio debesų dangos įvyko pliūpsnis, kurį savo darytame vaizdo įraše aptiko japonų astronomas mėgėjas Masayuki Tachikawa iš Kumamoto prefektūros. Kitą dieną po šio įvykio paskelbimo patvirtinimą gavo nepriklausomas stebėtojas Aoki Kazuo, astronomijos entuziastas iš Tokijo. Manoma, kad tai galėjo būti asteroido ar kometos kritimas į milžiniškos planetos atmosferą
Kai žmogus savo automobiliu ketina važiuoti į nepažįstamą miestą, pirmiausia jis išsiaiškina atstumą iki jo, kad įvertintų kelionės laiką ir apsirūpintų benzinu. Kelyje nuvažiuotas atstumas nepriklausys nuo to, ar keliuosite ryte ar vakare, šiandien ar po poros mėnesių. Keliaujant į kosmosą situacija yra šiek tiek sudėtingesnė ir atstumas iki Jupiterio, išmatuotas vakar, po šešių mėnesių bus pusantro karto didesnis, o tada vėl pradės mažėti. Žemėje būtų labai nepatogu keliauti į miestą, kuris pats nuolat juda.
Vidutinis atstumas nuo mūsų planetos iki dujų milžino yra 778,57 milijono km, tačiau šis skaičius yra toks pat svarbus kaip ir informacija apie vidutinę temperatūrą ligoninėje. Faktas yra tas, kad abi planetos juda aplink Saulę (arba, tiksliau, aplink Saulės sistemos masės centrą) elipsinėmis orbitomis ir skirtingais orbitos periodais. Žemei jis lygus vieneriems metams, o Jupiteriui – beveik 12 metų (11,86 metų). Minimalus galimas atstumas tarp jų – 588,5 mln. km, o didžiausias – 968,6 mln. Atrodo, kad planetos juda sūpuoklėmis, dabar artėja, dabar tolsta.
Žemė juda didesniu orbitos greičiu nei Jupiteris: 29,78 km/s, palyginti su 13,07 km/s, ir yra žymiai arčiau Saulės sistemos centro, todėl ją pasiveja kas 398,9 dienos, priartėdama. Atsižvelgiant į judėjimo trajektorijų elipsiškumą, kosminėje erdvėje yra taškų, kuriuose atstumas tarp planetų tampa beveik minimalus. Žemės ir Jupiterio porai laikotarpis, per kurį jie reguliariai tokiu būdu artėja vienas prie kito, yra apie 12 metų.
Didieji ginčai
Tokios laiko akimirkos dažniausiai vadinamos didelių konfrontacijų datomis. Šiomis dienomis Jupiteris savo ryškumu lenkia visus žvaigždėtame danguje esančius dangaus objektus, artėdamas prie Veneros švytėjimo, o mažo teleskopo ar žiūronų pagalba tampa įmanoma stebėti ne tik pačią planetą, bet net ir jos palydovus. Todėl astronomai ir tiesiog žvaigždėto dangaus grožio žinovai nekantriai laukia prieštaravimų, kad galėtų iš arčiau pažvelgti į tolimą ir mažai tyrinėtą kosminį kūną ir galbūt net atrasti ką nors iki šiol mokslui nežinomo.
Kita unikali galimybė stebėti Jupiterį žemiškajam stebėtojui pačiomis patogiausiomis sąlygomis atsiras paskutines dešimt 2022 metų rugsėjo dienų. Tokiais momentais planetos paviršiuje, naudojant nedidelį teleskopą, aiškiai matosi garsioji Raudonoji dėmė, juostelės dangaus kūno diske, jose teka įvairūs sūkuriai ir dar daugiau. Kiekvienas, kuris kartą gyvenime pažvelgė pro teleskopą į šią intriguojančią planetą, stengsis tai padaryti vėl ir vėl.
Skriskite vėliau, kad atvyktumėte anksčiau
Didžiosios Raudonosios dėmės viduje
Žinodami planetų judėjimo kinematiką ir planuojamą erdvėlaivio greitį, galite pasirinkti optimalią nešančiosios raketos paleidimo datą, kad kuo greičiau, naudojant mažiau degalų, nuskristų į Jupiterį. Tiksliau, prie dangaus kūno skrenda ne tarpplanetinė stotis, o jiedu juda susitikimo vietos link, tik planetos maršrutas išliko nepakitęs tūkstančius metų, o orlaivio trajektoriją galima pasirinkti . Yra variantų, kai vėliau pakilusi transporto priemonė tikslą galės pasiekti anksčiau, todėl norėdami juos realizuoti, raketą stengiasi pagaminti iki tinkamos paleidimo datos. Pasitaiko atvejų, kai pelningiau skristi ilgiau, bet tada įsibėgėjimo ir manevrų metu naudoti „nemokamą“ energijos šaltinį – kitų planetų gravitacinį pritraukimą.
Planetos tyrinėjimas
Jupiterio tyrimuose jau dalyvavo aštuonios kosminės misijos, o devintoji – Juno – vyksta. Kiekvieno iš jų pradžios data buvo pasirinkta atsižvelgiant į pasirinktą maršrutą.
Taigi „Galileo“ orbitinė stotis, prieš tapdama dirbtiniu Jupiterio palydovu, kelyje praleido daugiau nei šešerius metus, tačiau jai pavyko aplankyti Venerą ir porą asteroidų, taip pat du kartus praskrieti pro Žemę.
Tačiau erdvėlaivis „New Horizons“ dujų milžiną pasiekė vos per 13 mėnesių, nes pagrindinis jo taikinys yra daug toliau – Plutonas ir Kuiperio juosta.
Saturnas yra šeštoji Saulės sistemos planeta. Antras pagal dydį, o jo tankis toks mažas, kad užpildžius didžiulį baką vandens ir ten patalpinus Saturną, jis laisvai plūduriuos paviršiuje visiškai nepanirus į vandenį. Pagrindinė Saturno atrakcija yra jo žiedai, susidedantys iš dulkių, dujų ir ledo. Planetą supa daugybė žiedų, kurių skersmuo kelis kartus didesnis už Žemės skersmenį.
Kaip atrodo Saturnas?
Pirmiausia turite išsiaiškinti, kokia tai planeta ir su kuo ji „valgoma“. Saturnas yra šeštoji planeta nuo Saulės, pavadinta senovės Romos graikų vardu Kronos, Dzeuso (Jupiterio) tėvu. Tolimiausiame orbitos taške (afelyje) atstumas nuo žvaigždės yra 1513 milijardų km.
Planetos diena yra tik 10 valandų ir 34 minučių, tačiau planetos metai trunka 29,5 Žemės metų. Dujų milžino atmosferą daugiausia sudaro vandenilis (jo sudaro 92%). Likę 8% gaunami iš helio, metano, amoniako, etano ir kt.
1977 metais paleisti „Voyager 1“ ir „Voyager 2“ Saturno orbitą pasiekė prieš porą metų ir suteikė mokslininkams neįkainojamos informacijos apie šią planetą. Paviršiuje buvo stebimi vėjai, kurių greitis siekė 500 m/s. Pavyzdžiui, stipriausias vėjas Žemėje siekė tik 103 m/s (New Hampshire,
Kaip ir Didžioji raudonoji dėmė ant Jupiterio, taip ir ant Saturno yra Didysis baltas ovalas. Tačiau antrasis pasirodo tik kas 30 metų, o paskutinį kartą pasirodė 1990 m. Po poros metų vėl galėsime jį stebėti.
Saturno ir Žemės dydžio santykis
Kiek kartų Saturnas yra didesnis už Žemę? Kai kuriais duomenimis, Saturnas vien skersmeniu yra 10 kartų didesnis už mūsų planetą. Tūris yra 764 kartus, t.y. Saturnas gali sutalpinti būtent tiek mūsų planetų. Saturno žiedų plotis 6 kartus viršija mūsų mėlynosios planetos skersmenį. Jis toks gigantiškas.
Atstumas nuo Žemės iki Saturno
Pirma, reikia atsižvelgti į tai, kad visos Saulės sistemos planetos juda ne apskritimais, o elipsėmis (ovalais). Ateina akimirkos, kai pasikeičia atstumas nuo Saulės. Gali priartėti, gali tolti. Žemėje tai aiškiai matoma. Tai vadinama sezonų kaita. Tačiau čia svarbų vaidmenį vaidina mūsų planetos sukimasis ir polinkis jos orbitos atžvilgiu.
Todėl atstumas nuo Žemės iki Saturno labai skirsis. Dabar jūs sužinosite, kiek. Pasitelkus mokslinius matavimus, buvo paskaičiuota, kad mažiausias atstumas nuo Žemės iki Saturno kilometrais yra 1195 mln., o didžiausias – 1660 mln.
Kaip žinia, šviesos greitis (pagal Einšteino reliatyvumo teoriją) yra neįveikiama riba Visatoje. Jis mums atrodo nepasiekiamas. Tačiau kosminiu mastu jis yra nereikšmingas. Per 8 minutes šviesa nukeliauja iki Žemės atstumą, kuris yra 150 milijonų km (1 AU). Atstumą iki Saturno reikia įveikti per 1 valandą ir 20 minučių. Galima sakyti, kad jis nėra toks ilgas, bet pagalvokite, kad šviesos greitis yra 300 000 m/s!
Jei raketą pasiimsite kaip susisiekimo priemonę, atstumą įveikti prireiks metų. Erdvėlaiviai, skirti tyrinėti milžiniškas planetas, užtruko nuo 2,5 iki 3 metų. Šiuo metu jie yra už Saulės sistemos ribų. Daugelis mokslininkų mano, kad atstumą nuo Žemės iki Saturno galima įveikti per 6 metus ir 9 mėnesius.
Kas laukia žmogaus prie Saturno?
Kam mums net reikalinga ši vandenilio planeta, kurioje niekada neatsirastų gyvybė? Saturnas mokslininkus domina savo mėnuliu, vadinamu Titanu. Didžiausias Saturno palydovas ir antras pagal dydį Saulės sistemoje (po Ganimedo prie Jupiterio). Mokslininkus tai domino ne mažiau nei Marsas. Titanas yra didesnis už Merkurijų ir netgi jo paviršiuje yra upių. Tiesa, upės pagamintos iš etano.
Palydovo gravitacinė jėga yra mažesnė nei Žemėje. Pagrindinis atmosferoje esantis elementas yra angliavandenilis. Jei mums pavyks patekti į Titaną, tai mums bus labai aktuali problema. Tačiau jums nereikės aptemptų skafandrų. Tik labai šilti drabužiai ir deguonies balionas. Atsižvelgdami į Titano tankį ir gravitaciją, galime drąsiai teigti, kad žmogus galės skristi. Faktas yra tas, kad tokiomis sąlygomis mūsų kūnas gali laisvai plūduriuoti ore, be stipraus gravitacijos pasipriešinimo. Mums reikia tik įprastų modelio sparnų. Ir net jei jie suges, žmogus galės švelniai „pabalnoti“ kietą palydovo paviršių be jokių problemų.
Norint sėkmingai įsikurti Titane, po pusrutulio formos kupolais reikės statyti ištisus miestus. Tik tada bus galima atkurti panašų į žemišką klimatą patogesniam gyvenimui ir reikalingų maisto produktų auginimui bei vertingų mineralinių išteklių gavybai iš planetos žarnų.
Saulės šviesos trūkumas taip pat bus opi problema, nes Saulė prie Saturno atrodo maža. Saulės baterijų pakaitalas bus angliavandeniliai, kurie gausiai dengia planetą ištisomis jūromis. Iš jo energijos gaus pirmieji kolonizatoriai. Vanduo randamas giliai po Mėnulio paviršiumi ledo pavidalu.
>>> Kiek laiko skristi į Jupiterį
Kiek trunka skrydis iš Žemės į Jupiteris: atstumas iki Saulės ir Žemės, sukimasis elipsine orbita, erdvėlaivių „Voyager“ ir „Juno“ paleidimai su nuotraukomis.
Mes žinome, kad Jupiteris yra didžiausia planeta Saulės sistemoje. Nosis kiek trunka skrydis i Jupiter?? Ir kas tam turi įtakos?
Dėl savo masto dujų milžiną sunku nepastebėti. Pati planeta jau įdomi dėl savo oro sąlygų ir palydovų, kuriuose gali tilpti požeminiai vandenynai. Tai reiškia, kad tai yra geriausios vietos ieškoti gyvenimo.
Ir vis dėlto mes dar nerengiame žmogaus misijos ir kalbame tik apie skrydį į Marsą. Faktas yra tas, kad Jupiteris yra per toli. Kiek? Pažiūrėkime, kiek metų prireikė erdvėlaivių skristi į Jupiterį.
„Pioneer 10“ pirmasis išskrido 1972 m. Jis praleido 640 dienų, tačiau pasirinko maršrutą, leidžiantį tyrinėti išorinę sistemą, pajudėjus 130 000 km nuo pačios planetos. Po metų Pioneer 11 skrido, o tai truko 606 dienas. Atstumas nuo Jupiterio yra 21 000 km.
1979 m. „Voyager 1“ kelionėje praleido 546 dienas, o „Voyager 2“ užtruko 688 dienas. Vidutiniškai paaiškėja, kad jums reikės 550–650 dienų. Bet jei norite patekti į orbitą, turėsite sulėtinti greitį.
Vienintelis orbitoje buvo „Galileo“ 1989 m. Jis negalėjo patekti tiesiai į planetą, todėl padarė du gravitacinius šūvius per Žemę ir Venerą ir kelyje praleido 2242 dienas. Šis lėtėjimas yra svarbus, kitaip jūs tiesiog viršysite objektą.
2016 metais erdvėlaivis Juno priartėjo prie planetos, o tai užtruko 1795 dienas. Tačiau tai ne paskutinis apsilankymas. Mus vis dar domina palydovai, todėl ESA 2022 metais gali paleisti įrenginį, kuris keliaus... 20 metų!
Pagrindinis misijos tikslas buvo Europa, kuri galėtų išsaugoti gyvybę savo vandenyne. Kiek trunka skrydis? Jei tik skubate, tada apie 600 dienų, o jei siekiate orbitinės padėties, tai apie 2000. Dabar žinote, kiek laiko užtrunka skrydis iš Žemės į Jupiterį.
