Jupiteri është planeti më masiv. Përshkrimi, fakte interesante dhe madhësitë e Jupiterit në krahasim me planetët e tjerë

Jupiteri është planeti më i madh. Diametri i planetit është 11 herë më i madh se diametri i Tokës dhe është 142,718 km.

Rreth Jupiterit ka një unazë të hollë që e rrethon atë. Dendësia e unazës është shumë e ulët, kështu që është e padukshme (si Saturni).

Periudha e rrotullimit të Jupiterit rreth boshtit të tij është 9 orë 55 minuta. Në këtë rast, çdo pikë e ekuatorit lëviz me një shpejtësi prej 45,000 km/h.

Meqenëse Jupiteri nuk është një top i ngurtë, por përbëhet nga gaz dhe lëng, pjesët e tij ekuatoriale rrotullohen më shpejt se rajonet polare. Boshti i rrotullimit të Jupiterit është pothuajse pingul me orbitën e tij, prandaj ndryshimi i stinëve në planet shprehet dobët.

Masa e Jupiterit e kalon shumë masën e të gjithë planetëve të tjerë në sistemin diellor së bashku, duke arritur në 1.9. 10 27 kg. Për më tepër, dendësia mesatare e Jupiterit është 0.24 e densitetit mesatar të Tokës.

Karakteristikat e përgjithshme të planetit Jupiter

Atmosfera e Jupiterit

Atmosfera e Jupiterit është shumë e dendur. Ai përbëhet nga hidrogjen (89%) dhe helium (11%), që i ngjan përbërjes kimike të Diellit (Fig. 1). Gjatësia e saj është 6000 km. Atmosferë me ngjyrë portokalli
shtoni përbërje fosfori ose squfuri. Është i dëmshëm për njerëzit sepse përmban amoniak helmues dhe acetilen.

Pjesë të ndryshme të atmosferës së planetit rrotullohen me shpejtësi të ndryshme. Nga ky ndryshim u krijuan brezat e reve, nga të cilët Jupiteri ka tre: në krye - retë e amoniakut të ngrirë; poshtë tyre janë kristale të amonit dhe sulfurit të hidrogjenit të metanit, dhe në shtresën më të ulët është akulli i ujit dhe, ndoshta, uji i lëngshëm. Temperatura e reve të sipërme është 130 °C. Përveç kësaj, Jupiteri ka një koronë me hidrogjen dhe helium. Erërat në Jupiter arrijnë shpejtësinë 500 km/h.

Pika historike e Jupiterit është Njolla e Madhe e Kuqe, e cila është vëzhguar për 300 vjet. Ajo u zbulua në 1664 nga një natyralist anglez Robert Huk(1635-1703). Tani gjatësia e saj arrin 25,000 km, dhe 100 vjet më parë ishte rreth 50,000 km. Ky vend u përshkrua për herë të parë në 1878 dhe u skicua 300 vjet më parë. Duket se jeton jetën e vet - zgjerohet dhe tkurret. Ndryshon edhe ngjyra e saj.

Sondat amerikane Pioneer 10 dhe Pioneer 11, Voyager 1 dhe Voyager 2, dhe Galileo zbuluan se njolla nuk ka një sipërfaqe të fortë, ajo rrotullohet si një ciklon në atmosferën e Tokës. Njolla e Madhe e Kuqe besohet të jetë një fenomen atmosferik, me gjasë maja e një cikloni që tërbohet në atmosferën e Jupiterit. Një njollë e bardhë me përmasa më shumë se 10,000 km u zbulua gjithashtu në atmosferën e Jupiterit.

Që nga 1 marsi 2009, Jupiteri ka 63 satelitë të njohur. Më e madhja prej tyre, Europa, ka madhësinë e Mërkurit. Ata janë gjithmonë të kthyer nga Jupiteri me një anë, si Hëna në Tokë. Këta satelitë quhen galileas, pasi u zbuluan për herë të parë nga një fizikan, mekanik dhe astronom italian. Galileo Galilei(1564-1642) në 1610, duke testuar teleskopin e tij. Io ka vullkane aktive.

Oriz. 1. Përbërja e atmosferës së Jupiterit

Njëzet satelitët e jashtëm të Jupiterit janë aq larg nga planeti saqë janë të padukshëm me sy të lirë nga sipërfaqja e tij, dhe Jupiteri duket më i vogël se Hëna në qiellin e atij më të largëtit.

Jupiteri është planeti i pestë nga Dielli, më i madhi në Sistemin Diellor. Së bashku me Saturnin, Uranin dhe Neptunin, Jupiteri klasifikohet si një gjigant gazi.

Planeti ka qenë i njohur për njerëzit që nga kohërat e lashta, gjë që pasqyrohet në mitologjinë dhe besimet fetare të kulturave të ndryshme: mesopotamiane, babilonase, greke dhe të tjera. Emri modern i Jupiterit vjen nga emri i perëndisë supreme romake të bubullimës.

Një sërë fenomenesh atmosferike në Jupiter – si stuhitë, vetëtimat, aurorat – janë në një shkallë që është urdhra me madhësi më të madhe se në Tokë. Një formacion i dukshëm në atmosferë është Njolla e Madhe e Kuqe, një stuhi gjigante e njohur që nga shekulli i 17-të.

Jupiteri ka të paktën 67 hëna, më të mëdhatë prej të cilave - Io, Europa, Ganymede dhe Callisto - u zbuluan nga Galileo Galilei në 1610.

Studimet e Jupiterit kryhen duke përdorur teleskopë me bazë tokësore dhe orbitale; Që nga vitet 1970, 8 sonda ndërplanetare të NASA-s janë dërguar në planet: Pioneers, Voyagers, Galileo dhe të tjerë.

Gjatë kundërshtimeve të mëdha (njëra prej të cilave ndodhi në shtator 2010), Jupiteri është i dukshëm me sy të lirë si një nga objektet më të ndritshëm në qiellin e natës pas Hënës dhe Venusit. Disku dhe hënat e Jupiterit janë objekte të njohura vëzhgimi për astronomët amatorë, që kanë bërë një sërë zbulimesh (si kometa Shoemaker-Levy, e cila u përplas me Jupiterin në 1994, ose zhdukja e brezit ekuatorial jugor të Jupiterit në 2010).

Gama optike

Në rajonin infra të kuqe të spektrit shtrihen linjat e molekulave H2 dhe He, si dhe linjat e shumë elementeve të tjerë. Numri i dy të parëve mbart informacion për origjinën e planetit, dhe përbërjen sasiore dhe cilësore të pjesës tjetër - për evolucionin e tij të brendshëm.

Megjithatë, molekulat e hidrogjenit dhe heliumit nuk kanë një moment dipoli, që do të thotë se linjat e absorbimit të këtyre elementeve janë të padukshme derisa përthithja për shkak të jonizimit të ndikimit të bëhet mbizotëruese. Kjo është nga njëra anë, nga ana tjetër, këto linja janë formuar në shtresat më të larta të atmosferës dhe nuk mbajnë informacion për shtresat më të thella. Prandaj, të dhënat më të besueshme për bollëkun e heliumit dhe hidrogjenit në Jupiter u morën nga zbarkimi Galileo.

Për sa u përket elementeve të mbetura, lindin vështirësi edhe në analizën dhe interpretimin e tyre. Deri më tani, është e pamundur të thuhet me siguri të plotë se cilat procese po ndodhin në atmosferën e Jupiterit dhe sa fuqishëm ato ndikojnë në përbërjen kimike - si në rajonet e brendshme ashtu edhe në shtresat e jashtme. Kjo krijon disa vështirësi në interpretimin më të detajuar të spektrit. Megjithatë, besohet se të gjitha proceset që mund të ndikojnë në bollëkun e elementeve në një mënyrë ose në një tjetër janë lokale dhe shumë të kufizuara, kështu që ato nuk janë të afta të ndryshojnë globalisht shpërndarjen e materies.

Jupiteri gjithashtu lëshon (kryesisht në rajonin infra të kuqe të spektrit) 60% më shumë energji sesa merr nga Dielli. Për shkak të proceseve që çojnë në prodhimin e kësaj energjie, Jupiteri zvogëlohet me afërsisht 2 cm në vit.

Gama e gamës

Emetimi i rrezeve gama të Jupiterit shoqërohet me aurorën dhe gjithashtu me emetimin nga disku. Regjistruar për herë të parë në 1979 nga Laboratori Hapësinor i Ajnshtajnit.

Në Tokë, rajonet e aurorave në rrezet X dhe ultravjollcë pothuajse përkojnë, megjithatë, në Jupiter nuk është kështu. Rajoni i aurorave me rreze X ndodhet shumë më afër polit sesa ai i aurorave ultravjollcë. Vëzhgimet e hershme zbuluan një pulsim rrezatimi me një periudhë prej 40 minutash, megjithatë, në vëzhgimet e mëvonshme kjo varësi është shumë më e keqe.

Spektri i rrezeve X të aurorave auroral në Jupiter pritej të ishte i ngjashëm me spektrin e rrezeve X të kometave, por vëzhgimet e Chandra kanë treguar se nuk është kështu. Spektri përbëhet nga linja emetimi me maja në linjat e oksigjenit afër 650 eV, në linjat OVIII në 653 eV dhe 774 eV dhe në OVII në 561 eV dhe 666 eV. Ekzistojnë gjithashtu linja emetimi me energji më të ulëta në rajonin spektral nga 250 në 350 eV, ndoshta që i përkasin squfurit ose karbonit.

Rrezet gama që nuk lidhen me aurorën u zbuluan për herë të parë nga vëzhgimet e ROSAT në 1997. Spektri është i ngjashëm me spektrin e aurorave, por në rajonin prej 0,7-0,8 keV. Karakteristikat e spektrit përshkruhen mirë nga modeli i plazmës koronale me temperaturë 0,4-0,5 keV me metalicitet diellor, me shtimin e linjave të emetimit Mg10+ dhe Si12+. Ekzistenca e kësaj të fundit mund të lidhet me aktivitetin diellor në tetor-nëntor 2003.

Vëzhgimet nga observatori hapësinor XMM-Newton kanë treguar se emetimi i rrezeve gama të diskut është reflektuar nga rrezet X diellore. Ndryshe nga aurorat, asnjë periodicitet në ndryshimet në intensitetin e rrezatimit nuk u zbulua në shkallët nga 10 në 100 minuta.

Mbikëqyrja e radios

Jupiteri është burimi më i fuqishëm i radios (pas Diellit) në Sistemin Diellor në diapazonin e gjatësisë së valës decimetër-metër. Emetimi i radios është sporadik dhe arrin 10-6 në kulmin e shpërthimit.

Shpërthimet ndodhin në intervalin e frekuencës nga 5 në 43 MHz (më shpesh rreth 18 MHz), me një gjerësi mesatare prej afërsisht 1 MHz. Kohëzgjatja e shpërthimit është e shkurtër: nga 0,1-1 s (ndonjëherë deri në 15 s). Rrezatimi është shumë i polarizuar, veçanërisht në një rreth, shkalla e polarizimit arrin 100%. Modulimi i rrezatimit nga sateliti i afërt i Jupiterit Io, që rrotullohet brenda magnetosferës, është vërejtur: probabiliteti i një shpërthimi është më i madh kur Io është afër zgjatjes në lidhje me Jupiterin. Natyra monokromatike e rrezatimit tregon një frekuencë të zgjedhur, ka shumë të ngjarë një xhirofrekuencë. Temperatura e lartë e ndriçimit (ndonjëherë duke arritur 1015 K) kërkon përdorimin e efekteve kolektive (siç janë maserët).

Emetimi radio i Jupiterit në intervalin milimetër-centimetër të shkurtër është thjesht termik në natyrë, megjithëse temperatura e shkëlqimit është pak më e lartë se temperatura e ekuilibrit, gjë që sugjeron një rrjedhje nxehtësie nga brendësia. Duke filluar nga valët ~ 9 cm, rritet Tb (temperatura e shkëlqimit) - shfaqet një komponent jo termik, i shoqëruar me rrezatim sinkrotron të grimcave relativiste me një energji mesatare prej ~ 30 MeV në fushën magnetike të Jupiterit; në një valë prej 70 cm, Tb arrin një vlerë prej ~5·104 K. Burimi i rrezatimit ndodhet në të dy anët e planetit në formën e dy teheve të zgjatura, gjë që tregon origjinën magnetosferike të rrezatimit.

Jupiteri ndër planetët e sistemit diellor

Masa e Jupiterit është 2.47 herë më e madhe se masa e planetëve të tjerë në sistemin diellor.

Jupiteri është planeti më i madh në sistemin diellor, një gjigant gazi. Rrezja e tij ekuatoriale është 71.4 mijë km, që është 11.2 herë rrezja e Tokës.

Jupiteri është i vetmi planet, qendra e masës së të cilit me Diellin është jashtë Diellit dhe është afërsisht 7% e rrezes diellore prej tij.

Masa e Jupiterit është 2.47 herë masa totale e të gjithë planetëve të tjerë në Sistemin Diellor të marra së bashku, 317.8 herë masa e Tokës dhe afërsisht 1000 herë më pak se masa e Diellit. Dendësia (1326 kg/m2) është afërsisht e barabartë me dendësinë e Diellit dhe është 4,16 herë më e ulët se dendësia e Tokës (5515 kg/m2). Për më tepër, forca e gravitetit në sipërfaqen e saj, e cila zakonisht merret si shtresa e sipërme e reve, është më shumë se 2.4 herë më e madhe se ajo e tokës: një trup që ka një masë, për shembull, 100 kg, do të peshojë njësoj si një trup me peshë 240 kg peshon në sipërfaqen e Tokës. Kjo korrespondon me një nxitim gravitacional prej 24.79 m/s2 në Jupiter kundrejt 9.80 m/s2 për Tokën.

Jupiteri si një "yll i dështuar"

Madhësitë krahasuese të Jupiterit dhe Tokës.

Modelet teorike tregojnë se nëse masa e Jupiterit do të ishte shumë më e madhe se masa e tij aktuale, kjo do të shkaktonte kolapsin e planetit. Ndryshimet e vogla në masë nuk do të sjellin ndonjë ndryshim të rëndësishëm në rreze. Megjithatë, nëse masa e Jupiterit do të ishte katërfishi i masës së saj aktuale, dendësia e planetit do të rritej në atë masë sa që madhësia e planetit do të zvogëlohej shumë nën ndikimin e gravitetit të shtuar. Kështu, Jupiteri duket se ka diametrin maksimal që mund të ketë një planet me strukturë dhe histori të ngjashme. Me rritjen e mëtejshme të masës, tkurrja do të vazhdonte derisa, gjatë formimit të yjeve, Jupiteri do të bëhej një xhuxh kafe me rreth 50 herë masën e tij aktuale. Kjo u jep astronomëve arsye për ta konsideruar Jupiterin një "yll të dështuar", megjithëse është e paqartë nëse proceset e formimit të planetëve si Jupiteri janë të ngjashme me ato që çojnë në formimin e sistemeve binar yjor. Megjithëse Jupiteri do të duhej të ishte 75 herë më masiv për t'u bërë yll, xhuxhi i kuq më i vogël i njohur është vetëm 30% më i madh në diametër.

Orbita dhe rrotullimi

Kur vëzhgohet nga Toka gjatë kundërshtimit, Jupiteri mund të arrijë një magnitudë të dukshme prej -2.94 m, duke e bërë atë objektin e tretë më të ndritshëm në qiellin e natës pas Hënës dhe Venusit. Në distancën më të madhe, madhësia e dukshme bie në?1.61m. Distanca midis Jupiterit dhe Tokës varion nga 588 në 967 milion km.

Kundërshtimet e Jupiterit ndodhin çdo 13 muaj. Në vitin 2010, përballja midis planetit gjigant u zhvillua më 21 shtator. Kundërshtimet e mëdha të Jupiterit ndodhin një herë në 12 vjet, kur planeti është afër perihelionit të orbitës së tij. Gjatë kësaj periudhe kohore, madhësia e saj këndore për një vëzhgues nga Toka arrin 50 sekonda hark, dhe shkëlqimi i saj është më i ndritshëm se -2.9 m.

Distanca mesatare midis Jupiterit dhe Diellit është 778.57 milion km (5.2 AU), dhe periudha orbitale është 11.86 vjet. Meqenëse ekscentriciteti i orbitës së Jupiterit është 0,0488, diferenca në distancë nga Dielli në perihelion dhe aphelion është 76 milion km.

Kontributi kryesor në shqetësimet e lëvizjes së Jupiterit është dhënë nga Saturni. Lloji i parë i shqetësimit është laik, që vepron në një shkallë prej ~ 70 mijë vjetësh, duke ndryshuar ekscentricitetin e orbitës së Jupiterit nga 0,2 në 0,06 dhe prirjen orbitale nga ~1° - 2°. Shqetësimi i llojit të dytë është rezonant me një raport afër 2:5 (i saktë në 5 shifra dhjetore - 2:4.96666).

Rrafshi ekuatorial i planetit është afër rrafshit të orbitës së tij (pjerrësia e boshtit të rrotullimit është 3,13° kundrejt 23,45° për Tokën), kështu që nuk ka ndryshim të stinëve në Jupiter.

Jupiteri rrotullohet rreth boshtit të tij më shpejt se çdo planet tjetër në sistemin diellor. Periudha e rrotullimit në ekuator është 9 orë 50 minuta. 30 sekonda, dhe në gjerësi të mesme - 9 orë 55 minuta. 40 sek. Për shkak të rrotullimit të shpejtë, rrezja ekuatoriale e Jupiterit (71492 km) është 6,49% më e madhe se rrezja polare (66854 km); Kështu, ngjeshja e planetit është (1:51.4).

Hipoteza për ekzistencën e jetës në atmosferën e Jupiterit

Aktualisht, prania e jetës në Jupiter duket e pamundur: përqendrimi i ulët i ujit në atmosferë, mungesa e një sipërfaqeje të ngurtë, etj. Megjithatë, në vitet 1970, astronomi amerikan Carl Sagan foli për mundësinë e ekzistencës së bazës së amoniakut. jeta në shtresat e sipërme të atmosferës së Jupiterit. Duhet të theksohet se edhe në një thellësi të cekët në atmosferën Jovian, temperatura dhe dendësia janë mjaft të larta, dhe mundësia e të paktën evolucionit kimik nuk mund të përjashtohet, pasi shpejtësia dhe probabiliteti i ndodhjes së reaksioneve kimike e favorizojnë këtë. Sidoqoftë, ekzistenca e jetës së ujit-hidrokarbureve në Jupiter është gjithashtu e mundur: në shtresën e atmosferës që përmban retë e avullit të ujit, temperatura dhe presioni janë gjithashtu shumë të favorshme. Carl Sagan, së bashku me E. E. Salpeter, duke bërë llogaritjet brenda kornizës së ligjeve të kimisë dhe fizikës, përshkroi tre forma imagjinare të jetës që mund të ekzistonin në atmosferën e Jupiterit:

Përbërje kimike

Përbërja kimike e shtresave të brendshme të Jupiterit nuk mund të përcaktohet me metoda moderne vëzhgimi, por bollëku i elementeve në shtresat e jashtme të atmosferës njihet me saktësi relativisht të lartë, pasi shtresat e jashtme u ekzaminuan drejtpërdrejt nga toka Galileo, e cila u ul në atmosfera e 7 dhjetorit 1995. Dy përbërësit kryesorë të atmosferës së Jupiterit janë hidrogjeni molekular dhe heliumi. Atmosfera përmban gjithashtu shumë komponime të thjeshta, të tilla si uji, metani (CH4), sulfidi i hidrogjenit (H2S), amoniaku (NH3) dhe fosfina (PH3). Bollëku i tyre në troposferën e thellë (nën 10 bar) nënkupton që atmosfera e Jupiterit është e pasur me karbon, azot, squfur dhe ndoshta oksigjen me një faktor 2-4 në krahasim me Diellin.

Komponime të tjera kimike, arsina (AsH3) dhe germani (GeH4), janë të pranishme, por në sasi të vogla.

Përqendrimi i gazeve inerte, argonit, kriptonit dhe ksenonit, tejkalon sasinë e tyre në Diell (shih tabelën), dhe përqendrimi i neonit është dukshëm më i ulët. Ekzistojnë sasi të vogla të hidrokarbureve të thjeshta: etani, acetileni dhe diacetileni, të cilat formohen nën ndikimin e rrezatimit ultravjollcë diellore dhe grimcave të ngarkuara që vijnë nga magnetosfera e Jupiterit. Dioksidi i karbonit, monoksidi i karbonit dhe uji në pjesën e sipërme të atmosferës mendohet se janë për shkak të ndikimeve të kometave të tilla si kometa Shoemaker-Levy 9 me atmosferën e Jupiterit Uji nuk mund të vijë nga troposfera sepse tropopauza vepron si një kurth i ftohtë, duke parandaluar në mënyrë efektive ujin. duke u ngritur në nivelin e stratosferës.

Ndryshimet e ngjyrës së kuqërremtë të Jupiterit mund të jenë për shkak të pranisë së përbërjeve të fosforit, squfurit dhe karbonit në atmosferë. Meqenëse ngjyra mund të ndryshojë shumë, supozohet se përbërja kimike e atmosferës gjithashtu ndryshon nga vendi në vend. Për shembull, ka zona "të thata" dhe "të lagështa" me sasi të ndryshme të avullit të ujit.

Struktura

Modeli i strukturës së brendshme të Jupiterit: nën retë ka një shtresë të një përzierje hidrogjeni dhe heliumi rreth 21 mijë km e trashë me një tranzicion të qetë nga faza e gaztë në të lëngshme, pastaj një shtresë hidrogjeni të lëngshëm dhe metalik 30-50 mijë. km i thellë. Brenda mund të ketë një bërthamë të fortë me një diametër prej rreth 20 mijë km.

Për momentin, modeli i mëposhtëm i strukturës së brendshme të Jupiterit ka marrë njohjen më të madhe:

1. Atmosfera. Ajo është e ndarë në tre shtresa:
a. shtresa e jashtme e përbërë nga hidrogjen;
b. shtresa e mesme e përbërë nga hidrogjen (90%) dhe helium (10%);
c. shtresa e poshtme, e përbërë nga hidrogjen, helium dhe papastërti të amoniakut, hidrogjen sulfat amonit dhe ujit, duke formuar tre shtresa resh:
a. në krye janë retë e amoniakut të ngrirë (NH3). Temperatura e tij është rreth -145 °C, presioni është rreth 1 atm;
b. më poshtë janë retë e kristaleve të hidrosulfidit të amonit (NH4HS);
c. në fund - akull uji dhe, ndoshta, ujë i lëngshëm, ndoshta do të thotë - në formën e pikave të vogla. Presioni në këtë shtresë është rreth 1 atm, temperatura është afërsisht -130 °C (143 K). Nën këtë nivel planeti është i errët.
2. Shtresa e hidrogjenit metalik. Temperatura e kësaj shtrese varion nga 6300 në 21,000 K, dhe presioni nga 200 në 4000 GPa.
3. Bërthama guri.

Ndërtimi i këtij modeli bazohet në sintezën e të dhënave vëzhguese, zbatimin e ligjeve të termodinamikës dhe ekstrapolimin e të dhënave laboratorike mbi lëndën nën presion të lartë dhe në temperaturë të lartë. Supozimet kryesore që qëndrojnë në themel të tij:

Nëse këtyre dispozitave shtojmë ligjet e ruajtjes së masës dhe energjisë, marrim një sistem ekuacionesh bazë.

Në kuadrin e këtij modeli të thjeshtë me tre shtresa, nuk ka një kufi të qartë midis shtresave kryesore, megjithatë, zonat e tranzicionit fazor janë të vogla. Rrjedhimisht, mund të supozojmë se pothuajse të gjitha proceset janë të lokalizuara, dhe kjo lejon që çdo shtresë të konsiderohet veçmas.

Atmosferë

Temperatura në atmosferë nuk rritet në mënyrë monotone. Në të, si në Tokë, mund të dallohen ekzosfera, termosfera, stratosfera, tropopauza dhe troposfera. Në shtresat më të larta temperatura është e lartë; Ndërsa lëvizni më thellë, presioni rritet dhe temperatura bie në tropopauzë; duke u nisur nga tropopauza, si temperatura ashtu edhe presioni rriten ndërsa lëvizim më thellë. Ndryshe nga Toka, Jupiteri nuk ka një mezosferë ose një mesopauzë përkatëse.

Shumë procese interesante ndodhin në termosferën e Jupiterit: është këtu që planeti humbet një pjesë të konsiderueshme të nxehtësisë së tij nga rrezatimi, është këtu që formohen aurorat dhe është këtu që formohet jonosfera. Niveli i presionit prej 1 nbar merret si kufiri i sipërm i tij. Temperatura e vëzhguar e termosferës është 800-1000 K, dhe për momentin ky material faktik nuk është shpjeguar ende në kuadrin e modeleve moderne, pasi në to temperatura nuk duhet të jetë më e lartë se rreth 400 K. Ftohja e Jupiterit është gjithashtu një proces jo i parëndësishëm: joni triatomik i hidrogjenit (H3+), me përjashtim të Jupiterit, që gjendet vetëm në Tokë, shkakton emetim të fortë në pjesën e mesme infra të kuqe të spektrit në gjatësi vale midis 3 dhe 5 μm.

Sipas matjeve të drejtpërdrejta të tokës, niveli i sipërm i reve të errëta karakterizohej nga një presion prej 1 atmosfere dhe një temperaturë prej -107 °C; në një thellësi prej 146 km - 22 atmosfera, +153 °C. Galileo zbuloi gjithashtu "pika të ngrohta" përgjatë ekuatorit. Me sa duket, në këto vende shtresa e jashtme e reve është e hollë dhe mund të shihen zona të brendshme më të ngrohta.

Nën retë ka një shtresë 7-25 mijë km të thellë, në të cilën hidrogjeni gradualisht ndryshon gjendjen e tij nga gaz në lëng me rritjen e presionit dhe temperaturës (deri në 6000 °C). Duket se nuk ka kufi të qartë që ndan hidrogjenin e gaztë nga hidrogjeni i lëngshëm. Kjo mund të duket diçka si vlimi i vazhdueshëm i një oqeani global hidrogjeni.

Shtresa metalike e hidrogjenit

Hidrogjeni metalik ndodh në presione të larta (rreth një milion atmosfera) dhe temperatura të larta, kur energjia kinetike e elektroneve tejkalon potencialin jonizues të hidrogjenit. Si rezultat, protonet dhe elektronet ekzistojnë veçmas në të, kështu që hidrogjeni metalik është një përcjellës i mirë i elektricitetit. Trashësia e vlerësuar e shtresës metalike të hidrogjenit është 42-46 mijë km.

Rrymat e fuqishme elektrike që dalin në këtë shtresë gjenerojnë fushën magnetike gjigante të Jupiterit. Në vitin 2008, Raymond Jeanlaws i Universitetit të Kalifornisë në Berkeley dhe Lars Stixrud i Kolegjit Universitar të Londrës krijuan një model të strukturës së Jupiterit dhe Saturnit, sipas të cilit helium metalik gjendet edhe në thellësi të tyre, duke formuar një lloj aliazhi me hidrogjen metalik. .

Bërthamë

Duke përdorur momentet e matura të inercisë së një planeti, mund të vlerësohet madhësia dhe masa e bërthamës së tij. Për momentin, besohet se masa e bërthamës është 10 herë më e madhe se masa e Tokës, dhe madhësia e saj është 1.5 herë diametri i saj.

Jupiteri lëshon dukshëm më shumë energji sesa merr nga Dielli. Studiuesit sugjerojnë se Jupiteri ka një rezervë të konsiderueshme të energjisë termike, e formuar gjatë procesit të ngjeshjes së materies gjatë formimit të planetit. Modelet e mëparshme të strukturës së brendshme të Jupiterit, duke u përpjekur të shpjegojnë energjinë e tepërt të lëshuar nga planeti, lejuan mundësinë e kalbjes radioaktive në thellësitë e tij ose lëshimin e energjisë gjatë ngjeshjes së planetit nën ndikimin e gravitetit.

Proceset ndërshtresore

Është e pamundur të lokalizohen të gjitha proceset brenda shtresave të pavarura: është e nevojshme të shpjegohet mungesa e elementeve kimike në atmosferë, rrezatimi i tepërt, etj.

Dallimi në përmbajtjen e heliumit në shtresat e jashtme dhe të brendshme shpjegohet me faktin se heliumi kondensohet në atmosferë dhe hyn në rajone më të thella në formën e pikave. Ky fenomen të kujton shiun tokësor, por jo nga uji, por nga heliumi. Kohët e fundit është treguar se neoni mund të shpërndahet në këto pika. Kjo shpjegon mungesën e neonit.

Lëvizja atmosferike

Animacion i rrotullimit të Jupiterit bazuar në fotografitë nga Voyager 1, 1979.

Shpejtësia e erës në Jupiter mund të kalojë 600 km/h. Ndryshe nga Toka, ku qarkullimi atmosferik ndodh për shkak të ndryshimit në ngrohjen diellore në rajonet ekuatoriale dhe polare, në Jupiter efekti i rrezatimit diellor në qarkullimin e temperaturës është i parëndësishëm; forcat kryesore lëvizëse janë rrjedhat e nxehtësisë që vijnë nga qendra e planetit dhe energjia e çliruar gjatë lëvizjes së shpejtë të Jupiterit rreth boshtit të tij.

Bazuar në vëzhgimet e bazuara në tokë, astronomët ndanë rripat dhe zonat në atmosferën e Jupiterit në ekuatorial, tropikal, të butë dhe polare. Duke u ngritur nga thellësitë e atmosferës, masat e nxehta të gazeve në zonat nën ndikimin e forcave të rëndësishme të Coriolis në Jupiter tërhiqen përgjatë meridianëve të planetit, dhe skajet e kundërta të zonave lëvizin drejt njëra-tjetrës. Ka turbulenca të forta në kufijtë e zonave dhe brezave (zonat e rrëshqitjeve në rënie). Në veri të ekuatorit, flukset në zonat e drejtuara në veri devijohen nga forcat Coriolis në lindje, dhe rrjedhat e drejtuara në jug devijohen në perëndim. Në hemisferën jugore, e kundërta është e vërtetë. Erërat tregtare kanë një strukturë të ngjashme në Tokë.

Vija

Grupet e Jupiterit në vite të ndryshme

Një tipar karakteristik i pamjes së Jupiterit janë vijat e tij. Ka një sërë versionesh që shpjegojnë origjinën e tyre. Pra, sipas një versioni, shiritat u ngritën si rezultat i fenomenit të konvekcionit në atmosferën e planetit gjigant - për shkak të ngrohjes, dhe, si rezultat, ngritjes së disa shtresave, dhe ftohjes dhe uljes së të tjerëve. Në pranverën e vitit 2010, shkencëtarët parashtruan një hipotezë sipas së cilës vijat në Jupiter u ngritën si rezultat i ndikimit të satelitëve të tij. Supozohet se nën ndikimin e gravitetit të satelitëve, në Jupiter u formuan "shtylla" të veçanta të materies, të cilat, duke u rrotulluar, formuan vija.

Rrjedhat konvektive që bartin nxehtësinë e brendshme në sipërfaqe shfaqen nga jashtë si zona të lehta dhe rripa të errët. Në zonën e zonave të dritës ka rritje të presionit që korrespondon me rrjedhat lart. Retë që formojnë zonat janë të vendosura në një nivel më të lartë (rreth 20 km), dhe ngjyra e tyre e lehtë është me sa duket për shkak të një përqendrimi të shtuar të kristaleve të amoniakut të bardhë të ndritshëm. Retë e errëta të brezave të vendosura më poshtë supozohet se përbëhen nga kristale të kuqe-kafe të hidrosulfidit të amonit dhe kanë një temperaturë më të lartë. Këto struktura përfaqësojnë zona të zbritjeve. Zonat dhe rripat kanë shpejtësi të ndryshme lëvizjeje në drejtim të rrotullimit të Jupiterit. Periudha orbitale ndryshon me disa minuta në varësi të gjerësisë gjeografike. Kjo rezulton në ekzistencën e rrymave të qëndrueshme zonale ose erërave që fryjnë vazhdimisht paralelisht me ekuatorin në një drejtim. Shpejtësitë në këtë sistem global arrijnë nga 50 në 150 m/s dhe më të larta. Në kufijtë e brezave dhe zonave, vërehen turbulenca të forta, të cilat çojnë në formimin e strukturave të shumta vorbullash. Formacioni më i famshëm i tillë është Njolla e Madhe e Kuqe, e cila është vërejtur në sipërfaqen e Jupiterit për 300 vitet e fundit.

Pasi u ngrit, vorbulla ngre masa të nxehta gazi me avujt e përbërësve të vegjël në sipërfaqen e reve. Kristalet që rezultojnë të borës së amoniakut, tretësirat dhe komponimet e amoniakut në formën e borës dhe pikave, bora e ujit të zakonshëm dhe akulli gradualisht zbresin në atmosferë derisa të arrijnë nivele në të cilat temperatura është mjaft e lartë dhe avullohet. Pas së cilës substanca në gjendje të gaztë kthehet në shtresën e resë.

Në verën e vitit 2007, teleskopi Hubble regjistroi ndryshime dramatike në atmosferën e Jupiterit. Zonat individuale në atmosferë në veri dhe në jug të ekuatorit u shndërruan në rripa, dhe rripat në zona. Në të njëjtën kohë, jo vetëm format e formacioneve atmosferike ndryshuan, por edhe ngjyra e tyre.

Më 9 maj 2010, astronomi amator Anthony Wesley (shih gjithashtu më poshtë) zbuloi se një nga formacionet më të dukshme dhe më të qëndrueshme në kohë, Brezi Ekuatorial Jugor, u zhduk papritur nga faqja e planetit. Pikërisht në gjerësinë gjeografike të Brezit Ekuatorial Jugor ndodhet Njolla e Madhe e Kuqe, e "larë" prej saj. Arsyeja për zhdukjen e papritur të brezit ekuatorial jugor të Jupiterit besohet të jetë shfaqja mbi të e një shtrese resh më të lehta, nën të cilën fshihet një brez resh të errëta. Sipas hulumtimit të kryer nga teleskopi Hubble, u arrit në përfundimin se brezi nuk u zhduk plotësisht, por thjesht ishte fshehur nën një shtresë resh të përbërë nga amoniak.

Njolla e madhe e kuqe

Njolla e Madhe e Kuqe është një formacion ovale me madhësi të ndryshme që ndodhet në zonën tropikale jugore. Ajo u zbulua nga Robert Hooke në 1664. Aktualisht, ajo ka dimensione 15-30 mijë km (diametri i Tokës është ~12.7 mijë km), dhe 100 vjet më parë vëzhguesit vunë re një madhësi dy herë më të madhe. Ndonjëherë nuk është shumë e dukshme. Njolla e Madhe e Kuqe është një uragan unik gjigant jetëgjatë, materiali në të cilin rrotullohet në drejtim të kundërt të akrepave të orës dhe përfundon një revolucion të plotë në 6 ditë tokësore.

Falë kërkimeve të kryera në fund të vitit 2000 nga sonda Cassini, u zbulua se Njolla e Madhe e Kuqe është e lidhur me rrjedhjet në rënie (qarkullimi vertikal i masave atmosferike); Retë këtu janë më të larta dhe temperatura është më e ulët se në zonat e tjera. Ngjyra e reve varet nga lartësia: strukturat blu janë më të lartat, ato kafe shtrihen poshtë tyre, pastaj ato të bardha. Strukturat e kuqe janë më të ulëtat. Shpejtësia e rrotullimit të Njollës së Kuqe të Madhe është 360 km/h. Temperatura mesatare e saj është -163 °C, dhe midis pjesëve të jashtme dhe qendrore të njollës ka një ndryshim në temperaturë rreth 3-4 gradë. Ky ndryshim mendohet të jetë përgjegjës për faktin se gazrat atmosferikë në qendër të njollës diellore rrotullohen në drejtim të akrepave të orës, ndërsa ato në periferi rrotullohen në drejtim të kundërt. Është sugjeruar gjithashtu se ekziston një lidhje midis temperaturës, presionit, lëvizjes dhe ngjyrës së Njollës së Kuqe, megjithëse shkencëtarët ende nuk janë në gjendje të thonë saktësisht se si arrihet kjo.

Herë pas here, në Jupiter vërehen përplasje të sistemeve të mëdha ciklonike. Një nga këto ndodhi në vitin 1975, duke bërë që ngjyra e kuqe e Spot të zbehej për disa vite. Në fund të shkurtit 2002, një tjetër vorbull gjigante - Ovali i Bardhë - filloi të ngadalësohej nga Njolla e Madhe e Kuqe dhe përplasja vazhdoi për një muaj të tërë. Megjithatë, ajo nuk shkaktoi dëme serioze në të dy vorbullat, pasi ndodhi në mënyrë tangjenciale.

Ngjyra e kuqe e Njollës së Madhe të Kuqe është një mister. Një arsye e mundshme mund të jenë komponimet kimike që përmbajnë fosfor. Në fakt, ngjyrat dhe mekanizmat që krijojnë pamjen e të gjithë atmosferës Jovian ende nuk kuptohen keq dhe mund të shpjegohen vetëm me matjet e drejtpërdrejta të parametrave të saj.

Në vitin 1938, formimi dhe zhvillimi i tre vezave të mëdha të bardha u regjistrua afër 30° gjerësi gjeografike jugore. Ky proces u shoqërua me formimin e njëkohshëm të disa vezave të tjera të vogla të bardha - vorbulla. Kjo konfirmon se Njolla e Madhe e Kuqe është më e fuqishme nga vorbullat Jovian. Të dhënat historike nuk zbulojnë sisteme të ngjashme afatgjatë në gjerësinë veriore të planetit. Ovalë të mëdhenj të errët u vunë re pranë gjerësisë gjeografike veriore 15°, por me sa duket kushtet e nevojshme për shfaqjen e vorbullave dhe transformimin e tyre të mëvonshëm në sisteme të qëndrueshme si Njolla e Kuqe ekzistojnë vetëm në hemisferën jugore.

Njolla e vogël e kuqe

Njolla e madhe e kuqe dhe pika e vogël e kuqe në maj 2008 në një fotografi të marrë nga teleskopi Hubble

Për sa u përket tre vorbullave të bardha ovale të sipërpërmendura, dy prej tyre u bashkuan në vitin 1998 dhe në vitin 2000, vorbulla e re që doli u bashkua me ovalin e tretë të mbetur. Në fund të vitit 2005, vorbulla (Oval BA, anglisht Oval BC) filloi të ndryshojë ngjyrën e saj, duke marrë përfundimisht një ngjyrë të kuqe, për të cilën mori një emër të ri - Njolla e Vogël e Kuqe. Në korrik 2006, Njolla e Vogël e Kuqe ra në kontakt me "vëllanë" e saj më të vjetër, Njollën e Kuqe të Madhe. Sidoqoftë, kjo nuk pati ndonjë efekt domethënës në të dy vorbullat - përplasja ndodhi në mënyrë tangjenciale. Përplasja ishte parashikuar në gjysmën e parë të vitit 2006.

Rrufeja

Në qendër të vorbullës, presioni është më i lartë se në zonën përreth dhe vetë uraganet janë të rrethuar nga shqetësime me presion të ulët. Bazuar në fotografitë e marra nga sondat hapësinore Voyager 1 dhe Voyager 2, u zbulua se në qendër të vorbullave të tilla vërehen vetëtima kolosale me një gjatësi prej mijëra kilometrash. Fuqia e rrufesë është tre rend magnitudë më e lartë se në Tokë.

Fusha magnetike dhe magnetosfera

Diagrami i fushës magnetike të Jupiterit

Shenja e parë e çdo fushe magnetike është emetimi i radios, si dhe rrezet x. Duke ndërtuar modele të proceseve në vazhdim, mund të gjykohet struktura e fushës magnetike. Kështu, u vërtetua se fusha magnetike e Jupiterit nuk ka vetëm një komponent dipol, por edhe një katërpol, oktupol dhe harmonikë të tjerë të rendit më të lartë. Supozohet se fusha magnetike krijohet nga një dinamo e ngjashme me atë në Tokë. Por ndryshe nga Toka, një shtresë heliumi metalik shërben si përcjellës i rrymave në Jupiter.

Boshti i fushës magnetike është i prirur ndaj boshtit të rrotullimit me 10,2 ± 0,6 °, pothuajse si në Tokë, megjithatë, poli magnetik verior ndodhet pranë polit gjeografik jugor, dhe poli magnetik jugor ndodhet pranë polit gjeografik verior. Fuqia e fushës në nivelin e sipërfaqes së resë së dukshme është 14 Oe në polin verior dhe 10.7 Oe në polin jugor. Polariteti i tij është i kundërt i polaritetit të fushës magnetike të tokës.

Forma e fushës magnetike të Jupiterit është shumë e rrafshuar dhe i ngjan një disku (ndryshe nga forma në formë pika e Tokës). Forca centrifugale që vepron në plazmën bashkërrotulluese në njërën anë dhe presioni termik i plazmës së nxehtë në anën tjetër shtrin linjat e forcës, duke formuar në një distancë prej 20 RJ një strukturë që i ngjan një petulle të hollë, e njohur gjithashtu si magnetodisk. Ajo ka një strukturë të mirë aktuale pranë ekuatorit magnetik.

Rreth Jupiterit, si rreth shumicës së planetëve në Sistemin Diellor, ekziston një magnetosferë - një rajon në të cilin sjellja e grimcave të ngarkuara, plazma, përcaktohet nga fusha magnetike. Për Jupiterin, burimet e grimcave të tilla janë era diellore dhe Io. Hiri vullkanik i nxjerrë nga vullkanet e Io-s jonizohet nga rrezatimi ultravjollcë i diellit. Kështu formohen jonet e squfurit dhe të oksigjenit: S+, O+, S2+ dhe O2+. Këto grimca largohen nga atmosfera e satelitit, por mbeten në orbitë rreth tij, duke formuar një torus. Ky torus u zbulua nga Voyager 1; shtrihet në rrafshin e ekuatorit të Jupiterit dhe ka një rreze prej 1 RJ në prerje tërthore dhe një rreze nga qendra (në këtë rast nga qendra e Jupiterit) deri në gjeneratën e sipërfaqes prej 5,9 RJ. Është kjo që ndryshon rrënjësisht dinamikën e magnetosferës së Jupiterit.

Magnetosfera e Jupiterit. Jonet e erës diellore të kapur nga fusha magnetike tregohen me të kuqe në diagram, brezi neutral i gazit vullkanik i Io është paraqitur në të gjelbër dhe brezi neutral i gazit të Evropës tregohet me blu. ENA - atome neutrale. Sipas të dhënave nga sonda Cassini të marra në fillim të vitit 2001.

Era diellore që afrohet balancohet nga presioni i fushës magnetike në distanca prej 50-100 rrezesh të planetit pa ndikimin e Io, kjo distancë nuk do të ishte më shumë se 42 RJ. Nga ana e natës ajo shtrihet përtej orbitës së Saturnit, duke arritur një gjatësi prej 650 milion km ose më shumë. Elektronet e përshpejtuara në magnetosferën e Jupiterit arrijnë në Tokë. Nëse magnetosfera e Jupiterit mund të shihej nga sipërfaqja e Tokës, dimensionet e saj këndore do të tejkalonin dimensionet e Hënës.

Rripat e rrezatimit

Jupiteri ka rripa të fuqishëm rrezatimi. Gjatë afrimit të tij me Jupiterin, Galileo mori një dozë rrezatimi 25 herë më të lartë se doza vdekjeprurëse për njerëzit. Emetimi i radios nga rripi i rrezatimit të Jupiterit u zbulua për herë të parë në 1955. Emetimi i radios ka natyrë sinkrotronike. Elektronet në rripat e rrezatimit kanë energji të madhe, që arrin në rreth 20 MeV, dhe sonda Cassini zbuloi se dendësia e elektroneve në rripat e rrezatimit të Jupiterit është më e ulët se sa pritej. Rrjedha e elektroneve në rripat e rrezatimit të Jupiterit mund të përbëjë një rrezik serioz për anijen kozmike për shkak të rrezikut të lartë të dëmtimit të pajisjeve nga rrezatimi. Në përgjithësi, emetimi radio i Jupiterit nuk është rreptësisht uniform dhe konstant - si në kohë ashtu edhe në frekuencë. Frekuenca mesatare e një rrezatimi të tillë, sipas hulumtimit, është rreth 20 MHz, dhe i gjithë diapazoni i frekuencës është nga 5-10 në 39.5 MHz.

Jupiteri është i rrethuar nga një jonosferë 3000 km e gjatë.

Aurorat në Jupiter

Struktura e aurorave në Jupiter: tregohet unaza kryesore, rrezatimi polar dhe njollat ​​që u ngritën si rezultat i ndërveprimit me satelitët natyrorë të Jupiterit.

Jupiteri shfaq aurora të ndritshme dhe të qëndrueshme rreth të dy poleve. Ndryshe nga ato në Tokë, të cilat shfaqen gjatë periudhave të rritjes së aktivitetit diellor, aurorat e Jupiterit janë konstante, megjithëse intensiteti i tyre ndryshon nga dita në ditë. Ato përbëhen nga tre komponentë kryesorë: rajoni kryesor dhe më i ndritshëm është relativisht i vogël (më pak se 1000 km i gjerë), i vendosur afërsisht 16° nga polet magnetike; pikat e nxehta janë gjurmë të linjave të fushës magnetike që lidhin jonosferat e satelitëve me jonosferën e Jupiterit dhe zonat e emetimeve afatshkurtra të vendosura brenda unazës kryesore. Emetimet e auroraleve janë zbuluar pothuajse në të gjitha pjesët e spektrit elektromagnetik nga valët e radios deri te rrezet X (deri në 3 keV), megjithatë ato janë më të shndritshme në rajonin me infra të kuqe të mesme (gjatësia valore 3-4 μm dhe 7-14 μm) dhe rajoni i thellë ultravjollcë i spektrit (valët me gjatësi vale 80-180 nm).

Pozicioni i unazave kryesore të auroraleve është i qëndrueshëm, ashtu si edhe forma e tyre. Sidoqoftë, rrezatimi i tyre modulohet fuqishëm nga presioni i erës diellore - sa më e fortë të jetë era, aq më të dobëta janë aurorat. Stabiliteti i aurorave mbahet nga një fluks i madh elektronesh, i përshpejtuar për shkak të ndryshimit të mundshëm midis jonosferës dhe magnetodiskut. Këto elektrone gjenerojnë një rrymë që ruan rrotullimin sinkron në magnetodisk. Energjia e këtyre elektroneve është 10 - 100 keV; duke depërtuar thellë në atmosferë, ato jonizojnë dhe ngacmojnë hidrogjenin molekular, duke shkaktuar rrezatim ultravjollcë. Përveç kësaj, ato ngrohin jonosferën, gjë që shpjegon rrezatimin e fortë infra të kuq të aurorave dhe ngrohjen e pjesshme të termosferës.

Pikat e nxehta lidhen me tre hëna të Galilesë: Io, Europa dhe Ganymede. Ato lindin sepse plazma rrotulluese ngadalësohet pranë satelitëve. Pikat më të ndritshme i përkasin Io-s, pasi ky satelit është furnizuesi kryesor i plazmës, pikat e Evropës dhe Ganymedit janë shumë më të zbehta. Pikat e ndritshme brenda unazave kryesore që shfaqen herë pas here besohet se lidhen me ndërveprimin e magnetosferës dhe erës diellore.

Vend i madh me rreze X

Foto e kombinuar e Jupiterit nga teleskopi Hubble dhe nga teleskopi me rreze X Chandra - shkurt 2007.

Në dhjetor 2000, teleskopi orbital Chandra zbuloi një burim të rrezatimit pulsues të rrezeve X, i quajtur Spoti i Madh i rrezeve X, në polet e Jupiterit (kryesisht në polin verior). Arsyet e këtij rrezatimi janë ende një mister.

Modelet e formimit dhe evolucionit

Vëzhgimet e ekzoplaneteve japin një kontribut të rëndësishëm në të kuptuarit tonë të formimit dhe evolucionit të yjeve. Kështu, me ndihmën e tyre, u krijuan tipare të përbashkëta për të gjithë planetët e ngjashëm me Jupiterin:

Ato formohen edhe para shpërndarjes së diskut protoplanetar.
Akrecioni luan një rol të rëndësishëm në formim.
Pasurimi i elementeve të rënda kimike për shkak të planetesimalëve.

Ekzistojnë dy hipoteza kryesore që shpjegojnë proceset e shfaqjes dhe formimit të Jupiterit.

Sipas hipotezës së parë, të quajtur hipoteza e "tkurrjes", ngjashmëria relative e përbërjes kimike të Jupiterit dhe Diellit (një pjesë e madhe e hidrogjenit dhe heliumit) shpjegohet me faktin se gjatë formimit të planetëve në fazat e hershme të zhvillimi i sistemit diellor, në diskun e gazit dhe pluhurit u formuan "kondensime" masive, të cilat krijuan planetët, pra Dielli dhe planetët u formuan në mënyrë të ngjashme. Vërtetë, kjo hipotezë nuk shpjegon dallimet ekzistuese në përbërjen kimike të planetëve: Saturni, për shembull, përmban më shumë elementë kimikë të rëndë se Jupiteri, i cili, nga ana tjetër, përmban më shumë se Dielli. Planetët tokësorë në përgjithësi janë jashtëzakonisht të ndryshëm në përbërjen e tyre kimike nga planetët gjigantë.

Hipoteza e dytë (hipoteza e "rritjes") thotë se procesi i formimit të Jupiterit, si dhe Saturnit, ndodhi në dy faza. Së pari, gjatë disa dhjetëra miliona viteve, u zhvillua procesi i formimit të trupave të ngurtë të dendur, si planetët tokësorë. Pastaj filloi faza e dytë, kur procesi i grumbullimit të gazit nga reja primare protoplanetare mbi këto trupa, i cili deri në atë kohë kishte arritur një masë prej disa masash të Tokës, zgjati për disa qindra mijëra vjet.

Edhe në fazën e parë, një pjesë e gazit u shpërnda nga rajoni i Jupiterit dhe Saturnit, gjë që rezultoi në disa ndryshime në përbërjen kimike të këtyre planetëve dhe Diellit. Në fazën e dytë, temperatura e shtresave të jashtme të Jupiterit dhe Saturnit arriti përkatësisht 5000 °C dhe 2000 °C. Urani dhe Neptuni arritën masën kritike të nevojshme për të filluar grumbullimin shumë më vonë, gjë që ndikoi si në masat e tyre ashtu edhe në përbërjen e tyre kimike.

Në vitin 2004, Katharina Lodders nga Universiteti i Uashingtonit hipotezoi se bërthama e Jupiterit përbëhet kryesisht nga disa lëndë organike me veti ngjitëse, të cilat, nga ana tjetër, ndikuan shumë në kapjen e materies nga bërthama nga rajoni përreth i hapësirës. Bërthama shkëmbore-rrëshirë që rezulton, me forcën e gravitetit të saj, "kapi" gazin nga mjegullnaja diellore, duke formuar Jupiterin modern. Kjo ide përshtatet në hipotezën e dytë për shfaqjen e Jupiterit përmes shtimit.

Satelitët dhe unazat

Satelitët e mëdhenj të Jupiterit: Io, Europa, Ganymede dhe Callisto dhe sipërfaqet e tyre.

Hënat e Jupiterit: Io, Europa, Ganymede dhe Callisto

Që nga janari 2012, Jupiteri ka 67 satelitë të njohur - numri maksimal për Sistemin Diellor. Vlerësohet se mund të ketë të paktën njëqind satelitë. Satelitëve u jepen kryesisht emrat e personazheve të ndryshëm mitikë, në një mënyrë ose në një tjetër të lidhur me Zeus-Jupiter. Satelitët ndahen në dy grupe të mëdha - të brendshme (8 satelitë, satelitë të brendshëm galileas dhe jo-galileas) dhe të jashtëm (55 satelitë, të ndarë gjithashtu në dy grupe) - kështu, ka gjithsej 4 "varietete". Katër satelitët më të mëdhenj - Io, Europa, Ganymede dhe Callisto - u zbuluan në vitin 1610 nga Galileo Galilei]. Zbulimi i hënave të Jupiterit shërbeu si argumenti i parë serioz faktik në favor të sistemit heliocentrik të Kopernikut.

Evropë

Me interes më të madh është Evropa, e cila ka një oqean global në të cilin është e mundur prania e jetës. Studimet speciale kanë treguar se oqeani shtrihet 90 km i thellë, vëllimi i tij tejkalon vëllimin e oqeaneve të Tokës. Sipërfaqja e Evropës është e mbushur me defekte dhe çarje që u shfaqën në guaskën e akullt të satelitit. Është sugjeruar se burimi i nxehtësisë për Evropën është vetë oqeani, dhe jo thelbi i satelitit. Ekzistenca e një oqeani nënglacial supozohet gjithashtu në Callisto dhe Ganymede. Bazuar në supozimin se oksigjeni mund të depërtojë në oqeanin nënglacial brenda 1-2 miliardë viteve, shkencëtarët supozojnë teorikisht praninë e jetës në satelit. Përmbajtja e oksigjenit në oqeanin e Evropës është e mjaftueshme për të mbështetur ekzistencën e jo vetëm formave të jetës njëqelizore, por edhe atyre më të mëdha. Ky satelit renditet i dyti në mundësinë e origjinës së jetës pas Enceladus.

Dhe rreth

Io është interesante për praninë e vullkaneve të fuqishme aktive; Sipërfaqja e satelitit është e mbushur me produkte të aktivitetit vullkanik. Fotografitë e marra nga sondat hapësinore tregojnë se sipërfaqja e Io është e verdhë e ndezur me njolla kafe, të kuqe dhe të verdhë të errët. Këto njolla janë produkt i shpërthimeve vullkanike të Io-s, të përbërë kryesisht nga squfuri dhe komponimet e tij; Ngjyra e shpërthimeve varet nga temperatura e tyre.
[redakto] Ganymede

Ganymede është sateliti më i madh jo vetëm i Jupiterit, por përgjithësisht në Sistemin Diellor midis të gjithë satelitëve të planetëve. Ganymede dhe Callisto janë të mbuluara me kratere të shumta në Callisto, shumë prej tyre janë të rrethuar nga të çara.

Callisto

Callisto besohet gjithashtu të ketë një oqean nën sipërfaqen e tij; Kjo indirekt tregohet nga fusha magnetike e Callisto, e cila mund të gjenerohet nga prania e rrymave elektrike në ujin e kripur brenda satelitit. Gjithashtu në favor të kësaj hipoteze është fakti që fusha magnetike e Callisto ndryshon në varësi të orientimit të saj në fushën magnetike të Jupiterit, domethënë ka një lëng shumë përçues nën sipërfaqen e këtij sateliti.

Krahasimi i madhësive të satelitëve të Galilesë me Tokën dhe Hënën

Karakteristikat e satelitëve të Galilesë

Të gjithë satelitët e mëdhenj të Jupiterit rrotullohen në mënyrë sinkrone dhe gjithmonë përballen me të njëjtën anë drejt Jupiterit për shkak të ndikimit të forcave të fuqishme baticore të planetit gjigant. Në të njëjtën kohë, Ganymede, Europa dhe Io janë në rezonancë orbitale me njëri-tjetrin. Për më tepër, ekziston një model midis satelitëve të Jupiterit: sa më larg sateliti është nga planeti, aq më i ulët është densiteti i tij (Io - 3.53 g/cm2, Europa - 2.99 g/cm2, Ganymede - 1.94 g/cm2, Callisto - 1,83 g/cm2). Kjo varet nga sasia e ujit në satelit: praktikisht nuk ka ujë në Io, 8% në Evropë dhe deri në gjysmën e masës së tyre në Ganymede dhe Callisto.

Satelitë të vegjël të Jupiterit

Satelitët e mbetur janë shumë më të vegjël dhe janë trupa shkëmborë me formë të parregullt. Mes tyre ka nga ata që kthehen në drejtim të kundërt. Ndër satelitët e vegjël të Jupiterit, Amalthea është me interes të konsiderueshëm për shkencëtarët: supozohet se brenda tij ekziston një sistem zbrazëtish që u ngrit si rezultat i një katastrofe që ndodhi në të kaluarën e largët - për shkak të bombardimeve meteorite, Amalthea u shpërtheu deri në pjesë, të cilat më pas u ribashkuan nën ndikimin e gravitetit të ndërsjellë, por nuk u bënë kurrë një trup i vetëm monolit.

Metis dhe Adrastea janë hënat më të afërta me Jupiterin me diametër afërsisht 40 dhe 20 km, respektivisht. Ata lëvizin përgjatë skajit të unazës kryesore të Jupiterit në një orbitë me një rreze prej 128 mijë km, duke bërë një revolucion rreth Jupiterit në 7 orë dhe duke qenë satelitët më të shpejtë të Jupiterit.

Diametri i përgjithshëm i të gjithë sistemit të satelitëve të Jupiterit është 24 milion km. Për më tepër, supozohet se në të kaluarën Jupiteri kishte edhe më shumë satelitë, por disa prej tyre ranë në planet nën ndikimin e gravitetit të tij të fuqishëm.

Hëna me rrotullim të kundërt rreth Jupiterit

Satelitët e Jupiterit, emrat e të cilëve mbarojnë me "e" - Karme, Sinope, Ananke, Pasiphae dhe të tjerë (shih grupin Ananke, grupin Karme, grupin Pasiphae) - rrotullohen rreth planetit në drejtim të kundërt (lëvizje retrograde) dhe, sipas shkencëtarët, nuk u formuan së bashku me Jupiterin, por u kapën prej tij më vonë. Sateliti i Neptunit Triton ka një pronë të ngjashme.

Hënat e përkohshme të Jupiterit

Disa kometa janë hëna të përkohshme të Jupiterit. Pra, në veçanti, kometa Kushida - Muramatsu (anglisht) ruse. në periudhën 1949-1961. ishte një satelit i Jupiterit, pasi kishte përfunduar dy rrotullime rreth planetit gjatë kësaj kohe. Përveç këtij objekti, njihen të paktën 4 hëna të përkohshme të planetit gjigant.

Unazat e Jupiterit

Unazat e Jupiterit (diagrami).

Jupiteri ka unaza të zbehta të zbuluara gjatë fluturimit të Voyager 1 pranë Jupiterit në vitin 1979. Prania e unazave u sugjerua në vitin 1960 nga astronomi sovjetik Sergei Vsekhsvyatsky, bazuar në një studim të pikave të largëta të orbitave të disa kometave, Vsekhsvyatsky arriti në përfundimin se këto kometa mund të vinin nga unaza e Jupiterit dhe sugjeroi që unaza ishte formuar. si rezultat i aktivitetit vullkanik të satelitëve të Jupiterit (vullkanet në Io u zbuluan dy dekada më vonë).

Unazat janë optikisht të holla, trashësia e tyre optike është ~ 10-6, dhe albedo e grimcave është vetëm 1.5%. Sidoqoftë, është ende e mundur t'i vëzhgoni ato: në kënde fazore afër 180 gradë (duke parë "kundër dritës"), shkëlqimi i unazave rritet me rreth 100 herë, dhe ana e errët e natës së Jupiterit nuk lë ndriçim. Gjithsej janë tre unaza: një unazë kryesore, një "unazë merimangë" dhe një halo.
Një fotografi e unazave të Jupiterit e marrë nga Galileo në dritë të drejtpërdrejtë të shpërndarë.

Unaza kryesore shtrihet nga 122,500 në 129,230 km nga qendra e Jupiterit. Brenda, unaza kryesore shndërrohet në një halo toroidale, dhe jashtë saj kontakton aureolën arachnoidale. Shpërndarja e drejtpërdrejtë e vëzhguar e rrezatimit në intervalin optik është karakteristikë e grimcave të pluhurit me madhësi mikron. Sidoqoftë, pluhuri në afërsi të Jupiterit është subjekt i shqetësimeve të fuqishme jo gravitacionale, për shkak të kësaj jetëgjatësia e kokrrave të pluhurit është 103 ± 1 vjet. Kjo do të thotë se duhet të ketë një burim për këto grimca pluhuri. Dy satelitë të vegjël të shtrirë brenda unazës kryesore - Metis dhe Adrastea - janë të përshtatshëm për rolin e burimeve të tilla. Duke u përplasur me meteoroidet, ata gjenerojnë një tufë mikrogrimcash, të cilat më pas u përhapën në orbitë rreth Jupiterit. Vëzhgimet e unazës arachnoid zbuluan dy rripa të veçantë materiali me origjinë nga orbitat e Tebës dhe Amaltheas. Struktura e këtyre rripave i ngjan strukturës së komplekseve të pluhurit zodiakal.

Asteroidet trojane

Asteroidët trojanë janë një grup asteroidësh të vendosur në zonën e pikave L4 dhe L5 Lagrange të Jupiterit. Asteroidët janë në një rezonancë 1:1 me Jupiterin dhe lëvizin me të në orbitë rreth Diellit. Në të njëjtën kohë, ekziston një traditë e emërtimit të objekteve që ndodhen pranë pikës L4 sipas heronjve grekë dhe afër L5 sipas heronjve trojanë. Në total, deri në qershor 2010, janë hapur 1583 objekte të tilla.

Ekzistojnë dy teori që shpjegojnë origjinën e trojanëve. Pretendimet e para se ato u ngritën në fazën përfundimtare të formimit të Jupiterit (konsiderohet opsioni i shtimit). Së bashku me materien, u kapën planetezimale, mbi të cilët ndodhi edhe grumbullimi, dhe meqenëse mekanizmi ishte efektiv, gjysma e tyre përfunduan në një kurth gravitacional. Disavantazhet e kësaj teorie: numri i objekteve që u ngritën në këtë mënyrë është katër rend magnitudë më i madh se sa është vërejtur, dhe ato kanë një prirje shumë më të lartë orbitale.

Teoria e dytë është dinamike. 300-500 milionë vjet pas formimit të sistemit diellor, Jupiteri dhe Saturni kaluan në një rezonancë 1:2. Kjo çoi në një ristrukturim të orbitave: Neptuni, Plutoni dhe Saturni rritën rrezen e orbitës së tyre dhe Jupiteri e zvogëloi atë. Kjo ndikoi në stabilitetin gravitacional të rripit Kuiper dhe disa nga asteroidët që banonin në të u zhvendosën në orbitën e Jupiterit. Në të njëjtën kohë, të gjithë Trojanët origjinalë, nëse kishte, u shkatërruan.

Fati i mëtejshëm i trojanëve nuk dihet. Një seri rezonancash të dobëta të Jupiterit dhe Saturnit do t'i bëjnë ata të lëvizin në mënyrë kaotike, por cila do të jetë forca e kësaj lëvizjeje kaotike dhe nëse ata do të hidhen jashtë orbitës së tyre aktuale është e vështirë të thuhet. Për më tepër, përplasjet mes tyre ngadalë por me siguri zvogëlojnë numrin e trojanëve. Disa fragmente mund të bëhen satelitë, dhe disa mund të bëhen kometa.

Përplasjet e trupave qiellorë me Jupiterin
Kometa e këpucarit - Levy

Një gjurmë nga një nga mbeturinat nga kometa Shoemaker-Levy, fotografuar nga teleskopi Hubble, korrik 1994.
Artikulli kryesor: Kometa e Këpucës - Levi 9

Në korrik 1992, një kometë iu afrua Jupiterit. Ai kaloi në një distancë prej rreth 15 mijë kilometra nga maja e reve dhe ndikimi i fuqishëm gravitacional i planetit gjigant e grisi thelbin e tij në 17 copa të mëdha. Kjo tufë kometash u zbulua në Observatorin Mount Palomar nga çifti Carolyn dhe Eugene Shoemaker dhe astronomi amator David Levy. Në vitin 1994, gjatë afrimit tjetër me Jupiterin, të gjitha mbeturinat e kometës u përplasën në atmosferën e planetit me një shpejtësi të jashtëzakonshme - rreth 64 kilometra në sekondë. Kjo kataklizmë e madhe kozmike u vëzhgua si nga Toka ashtu edhe duke përdorur mjete hapësinore, në veçanti, me ndihmën e teleskopit hapësinor Hubble, satelitit IUE dhe stacionit hapësinor ndërplanetar Galileo. Rënia e bërthamave u shoqërua me shpërthime rrezatimi në një gamë të gjerë spektrale, gjenerimin e emetimeve të gazit dhe formimin e vorbullave jetëgjata, ndryshimet në rripat e rrezatimit të Jupiterit dhe shfaqjen e aurorave dhe një dobësim të shkëlqimit të Io-s. torusi i plazmës në rrezen ekstreme ultraviolet.

Rënie të tjera

Më 19 korrik 2009, astronomi amator i lartpërmendur Anthony Wesley zbuloi një pikë të errët pranë Polit të Jugut të Jupiterit. Ky zbulim u konfirmua më vonë në Observatorin Keck në Hawaii. Analiza e të dhënave të marra tregoi se trupi më i mundshëm që ra në atmosferën e Jupiterit ishte një asteroid shkëmbor.

Më 3 qershor 2010 në orën 20:31 me kohën ndërkombëtare, dy vëzhgues të pavarur - Anthony Wesley (Australi) dhe Christopher Go (Filipine) - filmuan një blic mbi atmosferën e Jupiterit, që ka shumë të ngjarë një rënie të një trupi të ri, të panjohur më parë për të. Jupiteri. Një ditë pas kësaj ngjarje, nuk u zbuluan pika të reja të errëta në atmosferën e Jupiterit. Vëzhgimet janë bërë tashmë në instrumentet më të mëdhenj të Ishujve Havai (Binjakët, Keck dhe IRTF) dhe vëzhgimet janë planifikuar në teleskopin hapësinor Hubble. Më 16 qershor 2010, NASA publikoi një deklaratë për shtyp ku thuhej se imazhet e marra nga Teleskopi Hapësinor Hubble më 7 qershor 2010 (4 ditë pasi u regjistrua shpërthimi) nuk treguan shenja ndikimi në atmosferën e sipërme të Jupiterit.

Më 20 gusht 2010, në orën 18:21:56 me kohën ndërkombëtare, një blic ndodhi mbi mbulesën e reve të Jupiterit, e cila u zbulua nga astronomi amator japonez Masayuki Tachikawa nga Prefektura Kumamoto në një video regjistrim që ai bëri. Një ditë pas shpalljes së kësaj ngjarjeje, konfirmimi u gjet nga vëzhguesi i pavarur Aoki Kazuo, një entuziast i astronomisë nga Tokio. Me sa duket, kjo mund të ketë qenë rënia e një asteroidi ose komete në atmosferën e një planeti gjigant

Jupiteri është planeti i pestë në distancë nga Dielli dhe më i madhi në Sistemin Diellor. Ashtu si Urani, Neptuni dhe Saturni, Jupiteri është një gjigant gazi. Njerëzimi ka njohur për të për një kohë të gjatë. Shumë shpesh ka referenca për Jupiterin në besimet fetare dhe mitologjinë. Në kohët moderne, planeti mori emrin e tij për nder të perëndisë së lashtë romake.

Shkalla e fenomeneve atmosferike në Jupiter është shumë më e madhe se ato në Tokë. Formacioni më i shquar në planet konsiderohet të jetë Njolla e Madhe e Kuqe, e cila është një stuhi gjigante e njohur për ne që nga shekulli i 17-të.

Numri i përafërt i satelitëve është 67, nga të cilët më të mëdhenjtë janë: Europa, Io, Callisto dhe Ganymede. Ato u zbuluan për herë të parë nga G. Galileo në 1610.

Të gjitha studimet e planetit kryhen duke përdorur teleskopë orbitalë dhe me bazë tokësore. Që nga vitet 70, 8 sonda të NASA-s janë dërguar në Jupiter. Gjatë kundërshtimeve të mëdha, planeti ishte i dukshëm me sy të lirë. Jupiteri është një nga objektet më të ndritshëm në qiell pas Venusit dhe Hënës. Dhe satelitët dhe vetë disku konsiderohen më të njohurit për vëzhguesit.

Vëzhgimet e Jupiterit

Gama optike

Nëse merrni parasysh një objekt në rajonin infra të kuqe të spektrit, mund t'i kushtoni vëmendje molekulave He dhe H2, dhe linjat e elementeve të tjerë bëhen të dukshme në të njëjtën mënyrë. Sasia H flet për origjinën e planetit dhe evolucioni i brendshëm mund të mësohet falë përbërjes cilësore dhe sasiore të elementeve të tjerë. Por molekulat e heliumit dhe hidrogjenit nuk kanë një moment dipoli, që do të thotë se linjat e tyre të absorbimit nuk janë të dukshme derisa të përthithen nga jonizimi i ndikimit. Gjithashtu, këto linja shfaqen në shtresat e sipërme të atmosferës, nga ku nuk janë në gjendje të bartin të dhëna për shtresat më të thella. Bazuar në këtë, informacioni më i besueshëm për sasinë e hidrogjenit dhe heliumit në Jupiter mund të merret duke përdorur aparatin Galileo.

Përsa i përket elementeve të mbetura, analiza dhe interpretimi i tyre është shumë i vështirë. Është e pamundur të thuhet me siguri të plotë për proceset që ndodhin në atmosferën e planetit. Përbërja kimike është gjithashtu një pyetje e madhe. Por, sipas shumicës së astronomëve, të gjitha proceset që mund të ndikojnë në elementë janë lokale dhe të kufizuara. Nga kjo rezulton se ato nuk shkaktojnë ndonjë ndryshim të veçantë në shpërndarjen e substancave.

Jupiteri lëshon 60% më shumë energji sesa konsumon nga Dielli. Këto procese ndikojnë në madhësinë e planetit. Jupiteri zvogëlohet me 2 cm në vit P. Bodenheimer në vitin 1974 parashtroi mendimin se në kohën e formimit të tij planeti ishte 2 herë më i madh se sa është tani, dhe temperatura ishte shumë më e lartë.

Gama e gamës

Studimi i planetit në rrezen gama ka të bëjë me aurorën dhe studimin e diskut. Laboratori Hapësinor i Ajnshtajnit e regjistroi këtë në 1979. Nga Toka, rajonet e aurorës në rrezet ultravjollcë dhe X përkojnë, por kjo nuk vlen për Jupiterin. Vëzhgimet e mëparshme vendosën një pulsim rrezatimi me një periodicitet prej 40 minutash, por vëzhgimet e mëvonshme treguan këtë varësi shumë më keq.

Astronomët kishin shpresuar se duke përdorur spektrin e rrezeve X, dritat auroral në Jupiter do të ishin të ngjashme me ato të kometave, por vëzhgimet nga Chandra e hodhën poshtë këtë shpresë.

Sipas observatorit hapësinor XMM-Newton, rezulton se emetimi i rrezeve gama të diskut është reflektim diellor i rrezeve X të rrezatimit. Krahasuar me aurorën, nuk ka periodicitet në intensitetin e rrezatimit.

Mbikëqyrja e radios

Jupiteri është një nga burimet më të fuqishme të radios në Sistemin Diellor në intervalin metër-decimetër. Emetimi i radios është sporadik. Shpërthime të tilla ndodhin në intervalin nga 5 deri në 43 MHz, me një gjerësi mesatare prej 1 MHz. Kohëzgjatja e shpërthimit është shumë e shkurtër - 0,1-1 sekonda. Rrezatimi është i polarizuar, dhe në një rreth mund të arrijë 100%.

Emetimi i radios i planetit në intervalin centimetër-milimetër të shkurtër është thjesht termik në natyrë, megjithëse, ndryshe nga temperatura e ekuilibrit, shkëlqimi është shumë më i lartë. Kjo veçori tregon rrjedhën e nxehtësisë nga thellësitë e Jupiterit.

Llogaritjet e potencialit gravitacional

Analiza e trajektoreve të anijeve kozmike dhe vëzhgimet e lëvizjeve të satelitëve natyrorë tregojnë fushën gravitacionale të Jupiterit. Ka dallime të forta në krahasim me atë sferikisht simetrik. Si rregull, potenciali gravitacional paraqitet në formë të zgjeruar duke përdorur polinomet Lezhandre.

Anijet hapësinore Pioneer 10, Pioneer 11, Galileo, Voyager 1, Voyager 2 dhe Cassini përdorën disa matje për të llogaritur potencialin gravitacional: 1) transmetuan imazhe për të përcaktuar vendndodhjen e tyre; 2) Efekti Doppler; 3) interferometria radio. Disa prej tyre duhej të merrnin parasysh praninë gravitacionale të Njollës së Madhe të Kuqe kur bënin matje.

Përveç kësaj, gjatë përpunimit të të dhënave, është e nevojshme të postulohet teoria e lëvizjes së satelitëve të Galileos që orbitojnë rreth qendrës së planetit. Marrja në konsideratë e nxitimit, i cili nuk është gravitacional në natyrë, konsiderohet një problem i madh për llogaritjet e sakta.

Jupiteri në Sistemin Diellor

Rrezja ekuatoriale e këtij gjiganti të gazit është 71.4 mijë km, pra 11.2 herë më e madhe se ajo e Tokës. Jupiteri është i vetmi planet i këtij lloji, qendra e masës së të cilit me Diellin ndodhet jashtë Diellit.

Masa e Jupiterit tejkalon peshën totale të të gjithë planetëve me 2.47 herë, Toka - 317.8 herë. Por është 1000 herë më pak se masa e Diellit. Dendësia është shumë e ngjashme me Diellin dhe 4.16 herë më pak se ajo e planetit tonë. Por forca e gravitetit është 2.4 herë më e madhe se ajo e Tokës.

Planeti Jupiter si një "yll i dështuar"

Disa studime të modeleve teorike kanë treguar se nëse masa e Jupiterit do të ishte pak më e madhe se sa është në të vërtetë, planeti do të fillonte të tkurret. Edhe pse ndryshimet e vogla nuk do të ndikonin veçanërisht në rrezen e planetit, me kusht që nëse masa aktuale të katërfishohej, dendësia planetare do të rritej aq shumë sa filloi procesi i tkurrjes së madhësisë për shkak të veprimit të gravitetit të fortë.

Bazuar në këtë studim, Jupiteri ka diametrin maksimal për një planet me histori dhe strukturë të ngjashme. Rritjet e mëtejshme të masës rezultuan në tkurrje të vazhdueshme derisa Jupiteri, përmes formimit të yjeve, u bë një xhuxh kafe me 50 herë masën e tij aktuale. Astronomët besojnë se Jupiteri është një "yll i dështuar", megjithëse është ende e paqartë nëse ka ngjashmëri midis procesit të formimit të planetit Jupiter dhe atyre planetëve që formojnë sisteme yjore binar. Provat e hershme sugjerojnë se Jupiteri do të duhej të ishte 75 herë më masiv për t'u bërë yll, por xhuxhi i kuq më i vogël i njohur është vetëm 30% më i madh në diametër.

Rrotullimi dhe orbita e Jupiterit

Jupiteri nga Toka ka një magnitudë të dukshme prej 2.94 m, duke e bërë planetin objektin e tretë më të ndritshëm të dukshëm me sy të lirë pas Venusit dhe Hënës. Në distancën e tij maksimale nga ne, madhësia e dukshme e planetit është 1.61 m. Distanca minimale nga Toka në Jupiter është 588 milion kilometra, dhe maksimumi është 967 milion kilometra.

Kundërshtimi midis planetëve ndodh çdo 13 muaj. Duhet të theksohet se një herë në 12 vjet ndodh kundërshtimi i madh i Jupiterit në momentin që planeti është afër perihelionit të orbitës së vet, ndërsa madhësia këndore e objektit nga Toka është 50 sekonda.

Jupiteri është 778.5 milionë kilometra larg Diellit, ndërsa planeti bën një revolucion të plotë rreth Diellit në 11.8 vite tokësore. Shqetësimi më i madh i lëvizjes së Jupiterit në orbitën e tij është bërë nga Saturni. Ekzistojnë dy lloje të kompensimit:

Mosha - ka 70 mijë vjet në fuqi. Në të njëjtën kohë, ekscentriciteti i orbitës së planetit ndryshon.

Rezonant - manifestohet për shkak të raportit të afërsisë prej 2:5.

E veçanta e planetit është se ai ka një afërsi të madhe midis rrafshit orbital dhe rrafshit të planetit. Në planetin Jupiter nuk ka ndryshim të stinëve, për faktin se boshti i rrotullimit të planetit është i anuar 3,13° për krahasim, mund të shtojmë se animi i boshtit të Tokës është 23,45°;

Rrotullimi i planetit rreth boshtit të tij është më i shpejti ndër të gjithë planetët që janë pjesë e Sistemit Diellor. Kështu, në rajonin e ekuatorit, Jupiteri rrotullohet rreth boshtit të tij për 9 orë 50 minuta e 30 sekonda, dhe në gjerësinë gjeografike të mesme ky revolucion zgjat 5 minuta e 10 më shumë. Për shkak të këtij rrotullimi, rrezja e planetit në ekuator është 6.5% më e madhe se në gjerësi të mesme.

Teoritë për ekzistencën e jetës në Jupiter

Një sasi e madhe kërkimesh me kalimin e kohës sugjerojnë se kushtet e Jupiterit nuk janë të favorshme për origjinën e jetës. Para së gjithash, kjo shpjegohet me përmbajtjen e ulët të ujit në atmosferën e planetit dhe mungesën e një baze të fortë të planetit. Duhet të theksohet se në vitet 70 të shekullit të kaluar, u parashtrua një teori se në shtresat e sipërme të atmosferës së Jupiterit mund të kishte organizma të gjallë që jetojnë me amoniak. Në mbështetje të kësaj hipoteze, mund të thuhet se atmosfera e planetit, edhe në thellësi të cekëta, ka një temperaturë të lartë dhe densitet të lartë, dhe kjo kontribuon në proceset evolucionare kimike. Kjo teori u parashtrua nga Carl Sagan, pas së cilës, së bashku me E.E. Salpeter, shkencëtarët kryen një sërë llogaritjesh që bënë të mundur nxjerrjen e tre formave të propozuara të jetës në planet:

• Lundruesit supozohej të vepronin si organizma të mëdhenj, sa një qytet i madh në Tokë. Ata janë të ngjashëm me një tullumbace në atë që nxjerrin helium nga atmosfera dhe lënë pas hidrogjenin. Ata jetojnë në shtresat e sipërme të atmosferës dhe prodhojnë vetë molekula për ushqim.
• Sinkers janë mikroorganizma që janë në gjendje të shumohen shumë shpejt, gjë që lejon speciet të mbijetojnë.
• Gjuetarët janë grabitqarë që ushqehen me lundrues.

Por këto janë vetëm hipoteza që nuk vërtetohen nga faktet shkencore.

Struktura e planetit

Teknologjitë moderne ende nuk i lejojnë shkencëtarët të përcaktojnë me saktësi përbërjen kimike të planetit, por megjithatë shtresat e sipërme të atmosferës së Jupiterit janë studiuar me saktësi të lartë. Studimi i atmosferës u bë i mundur vetëm përmes zbritjes së një anije kozmike të quajtur Galileo, e cila hyri në atmosferën e planetit në dhjetor 1995. Kjo bëri të mundur që të thuhet me saktësi se atmosfera përbëhet nga helium dhe hidrogjen, përveç këtyre elementeve, u zbuluan metan, amoniak, ujë, fosfinë dhe sulfur hidrogjeni. Supozohet se sfera më e thellë e atmosferës, përkatësisht troposfera, përbëhet nga squfuri, karboni, azoti dhe oksigjeni.

Gazet inerte si ksenoni, argoni dhe kriptoni janë gjithashtu të pranishëm dhe përqendrimi i tyre është më i madh se në Diell. Mundësia e ekzistencës së ujit, dioksidit dhe monoksidit të karbonit është e mundur në shtresat e sipërme të atmosferës së planetit për shkak të përplasjeve me kometat, si shembull i dhënë nga kometa Shoemaker-Levy 9.

Ngjyra e kuqërremtë e planetit shpjegohet me praninë e përbërjeve të fosforit të kuq, karbonit dhe squfurit, apo edhe për shkak të lëndës organike që buron nga ekspozimi ndaj shkarkimeve elektrike. Duhet të theksohet se ngjyra e atmosferës nuk është uniforme, gjë që sugjeron se zona të ndryshme përbëhen nga përbërës të ndryshëm kimikë.

Struktura e Jupiterit

Në përgjithësi pranohet se struktura e brendshme e planetit nën retë përbëhet nga një shtresë helium dhe hidrogjeni 21 mijë kilometra të trashë. Këtu substanca ka një tranzicion të qetë në strukturën e saj nga një gjendje e gaztë në një gjendje të lëngshme, pas së cilës ekziston një shtresë hidrogjeni metalik me një trashësi prej 50 mijë kilometrash. Pjesa e mesme e planetit është e zënë nga një bërthamë e fortë me një rreze prej 10 mijë kilometrash.

Modeli më i njohur i strukturës së Jupiterit:

1. Atmosferë:
2. Shtresa e jashtme e hidrogjenit.

Shtresa e mesme përfaqësohet nga helium (10%) dhe hidrogjen (90%).

• Pjesa e poshtme përbëhet nga një përzierje e heliumit, hidrogjenit, amoniumit dhe ujit. Kjo shtresë ndahet më tej në tre:

  • I pari është amoniaku në formë të ngurtë, i cili ka një temperaturë prej -145 °C me një presion prej 1 atm.
  • Në mes është hidrogjen sulfati i amonit në gjendje të kristalizuar.
  • Pozicioni i poshtëm është i zënë nga uji në gjendje të ngurtë dhe ndoshta edhe në gjendje të lëngshme. Temperatura është rreth 130 °C dhe presioni është 1 atm.

1. Një shtresë e përbërë nga hidrogjen në gjendje metalike. Temperaturat mund të variojnë nga 6.3 mijë deri në 21 mijë Kelvin. Në të njëjtën kohë, presioni është gjithashtu i ndryshueshëm - nga 200 në 4 mijë GPa.
2. Bërthama guri.

Krijimi i këtij modeli u bë i mundur përmes analizës së vëzhgimeve dhe kërkimeve, duke marrë parasysh ligjet e ekstrapolimit dhe termodinamikës. Duhet të theksohet se kjo strukturë nuk ka kufij dhe kalime të qarta midis shtresave fqinje, dhe kjo nga ana tjetër sugjeron se çdo shtresë është plotësisht e lokalizuar dhe ato mund të studiohen veçmas.

Atmosfera e Jupiterit

Normat e rritjes së temperaturës në të gjithë planetin nuk janë monotonike. Në atmosferën e Jupiterit, si dhe në atmosferën e Tokës, mund të dallohen disa shtresa. Shtresat e sipërme të atmosferës kanë temperaturat më të larta, dhe duke lëvizur drejt sipërfaqes së planetit, këta tregues ulen ndjeshëm, por nga ana tjetër presioni rritet.

Termosfera e planetit humbet pjesën më të madhe të nxehtësisë së vetë planetit dhe këtu formohet edhe e ashtuquajtura aurora. Kufiri i sipërm i termosferës konsiderohet të jetë një shenjë presioni prej 1 nbar. Gjatë studimit u morën të dhëna për temperaturën në këtë shtresë ajo arrin 1000 K. Shkencëtarët nuk kanë mundur ende të shpjegojnë pse temperatura këtu është kaq e lartë.

Të dhënat nga anija kozmike Galileo treguan se temperatura e reve të sipërme është -107 °C në një presion prej 1 atmosfere, dhe kur zbret në një thellësi prej 146 kilometrash, temperatura rritet në +153 °C dhe një presion prej 22 atmosferash.

E ardhmja e Jupiterit dhe hënave të tij

Të gjithë e dinë se përfundimisht Dielli, si çdo yll tjetër, do të shterojë të gjithë furnizimin e tij të karburantit termonuklear, ndërsa shkëlqimi i tij do të rritet me 11% çdo miliard vjet. Për shkak të kësaj, zona e zakonshme e banueshme do të zhvendoset ndjeshëm përtej orbitës së planetit tonë derisa të arrijë në sipërfaqen e Jupiterit. Kjo do të lejojë që të gjithë uji në satelitët e Jupiterit të shkrihet, gjë që do të fillojë shfaqjen e organizmave të gjallë në planet. Dihet se në 7.5 miliardë vjet Dielli si yll do të kthehet në një gjigant të kuq, për shkak të kësaj Jupiteri do të marrë një status të ri dhe do të bëhet një Jupiter i nxehtë. Në këtë rast, temperatura e sipërfaqes së planetit do të jetë rreth 1000 K, dhe kjo do të çojë në shkëlqimin e planetit. Në këtë rast, satelitët do të duken si shkretëtira pa jetë.

Hënat e Jupiterit

Të dhënat moderne thonë se Jupiteri ka 67 satelitë natyrorë. Sipas shkencëtarëve, mund të konkludojmë se rreth Jupiterit mund të ketë më shumë se njëqind objekte të tilla. Hënat e planetit janë emëruar kryesisht sipas personazheve mitikë që janë në një farë mënyre të lidhur me Zeusin. Të gjithë satelitët ndahen në dy grupe: të jashtëm dhe të brendshëm. Vetëm 8 satelitë janë të brendshëm, duke përfshirë edhe ata galileas.

Satelitët e parë të Jupiterit u zbuluan në vitin 1610 nga shkencëtari i famshëm Galileo Galilei: Europa, Ganymede, Io dhe Callisto. Ky zbulim konfirmoi korrektësinë e Kopernikut dhe sistemit të tij heliocentrik.

Gjysma e dytë e shekullit të 20-të u shënua nga studimi aktiv i objekteve hapësinore, ndër të cilat Jupiteri meriton vëmendje të veçantë. Ky planet është studiuar duke përdorur teleskopë të fuqishëm tokësorë dhe radio teleskopë, por përparimet më të mëdha në këtë fushë janë arritur nëpërmjet përdorimit të teleskopit Hubble dhe lëshimit të një numri të madh sondash drejt Jupiterit. Hulumtimet po vazhdojnë në mënyrë aktive për momentin, pasi Jupiteri ende mban shumë sekrete dhe mistere.

Jupiteri është planeti më i madh Sistem diellor. Ndodhet në orbitën e pestë nga Dielli.
I përket kategorisë gjigantët e gazit dhe justifikon plotësisht korrektësinë e një klasifikimi të tillë.

Jupiteri mori emrin e tij për nder të perëndisë supreme të lashtë të bubullimës. Ndoshta për faktin se planeti ka qenë i njohur që nga kohërat e lashta dhe ndonjëherë është gjetur në mitologji.

Pesha dhe madhësia.
Nëse krahasoni madhësitë e Jupiterit dhe Tokës, mund të kuptoni se sa ndryshojnë ato. Jupiteri është më shumë se 11 herë më i madh në rreze se planeti ynë.
Për më tepër, masa e Jupiterit është 318 herë më e madhe se masa e Tokës! Dhe kjo ndikohet gjithashtu nga dendësia e vogël e gjigantit (inferior ndaj Tokës pothuajse 5 herë).

Struktura dhe përbërja.
Bërthama e planetit, e cila është shumë interesante, është prej guri. Diametri i saj është rreth 20 mijë kilometra.
Kjo pasohet nga një shtresë hidrogjeni metalik, që ka dyfishin e diametrit të bërthamës. Temperatura e kësaj shtrese varion nga 6 deri në 20 mijë gradë.
Shtresa tjetër është një substancë e përbërë nga hidrogjen, helium, amoniak, ujë dhe të tjerë. Trashësia e saj është gjithashtu rreth 20 mijë kilometra. Është interesante se në sipërfaqe kjo shtresë ka një formë të gaztë, por më pas gradualisht kthehet në lëng.
Epo, shtresa e fundit, e jashtme përbëhet, në pjesën më të madhe, nga hidrogjeni. Ka gjithashtu disa helium dhe pak më pak elementë të tjerë. Kjo shtresë është e gaztë.

Orbita dhe rrotullimi.
Shpejtësia e orbitës së Jupiterit nuk është shumë e lartë. Planeti përfundon një revolucion të plotë rreth yllit qendror në pothuajse 12 vjet.
Por shpejtësia e rrotullimit rreth boshtit të saj, përkundrazi, është e lartë. Dhe akoma më shumë - më i larti midis të gjithë planetëve në sistem. Një kthesë zgjat pak më pak se 10 orë.

Informacione rreth planetit Jupiter

Atmosferë.
Atmosfera e Jupiterit përbëhet nga afërsisht 89% hidrogjen dhe 8-10% helium. Thërrmimet e mbetura vijnë nga metani, amoniumi, uji dhe më shumë.
Kur vëzhgohen nga larg, shiritat e Jupiterit janë qartë të dukshme - shtresa të atmosferës që ndryshojnë në përbërje, temperaturë dhe presion. Ata madje kanë ngjyra të ndryshme - disa janë më të lehta, të tjera janë më të errëta. Ndonjëherë ata lëvizin rreth planetit në drejtime të ndryshme dhe pothuajse gjithmonë me shpejtësi të ndryshme, gjë që është mjaft e bukur.

Në atmosferën e Jupiterit ndodhin dukuri të theksuara: vetëtima, stuhi dhe të tjera. Ato janë në një shkallë shumë më të madhe se në planetin tonë.

Temperatura.
Pavarësisht largësisë nga Dielli, temperaturat në planet janë shumë të larta.
Në atmosferë - nga afërsisht -110 °C në +1000 °C. Epo, ndërsa distanca nga qendra e planetit zvogëlohet, temperatura gjithashtu rritet.
Por kjo nuk ndodh në mënyrë të barabartë. Veçanërisht për atmosferën e tij, ndryshimi i temperaturës në shtresat e ndryshme të tij ndodh në një mënyrë mjaft të papritur. Nuk është ende e mundur të shpjegohen të gjitha këto ndryshime.

- Për shkak të rrotullimit të tij të shpejtë rreth boshtit të tij, Jupiteri është paksa i zgjatur në lartësi. Kështu, rrezja e tij ekuatoriale e tejkalon atë polare me gati 5 mijë kilometra (përkatësisht 71,5 mijë km dhe 66,8 mijë km).

— Diametri i Jupiterit është sa më afër kufirit për planetët e këtij lloji të strukturës. Me një rritje të mëtejshme teorike në planet, ai do të fillonte të tkurret, por diametri i tij do të mbetej pothuajse i pandryshuar. Të njëjtën gjë që ajo ka tani.
Një ngjeshje e tillë do të çonte në shfaqjen e një Ylli të ri.

— Në atmosferën e Jupiterit ekziston një uragan gjigant i vazhdueshëm - i ashtuquajturi Njolla e Kuqe e Jupiterit(për shkak të ngjyrës së saj kur vërehet). Madhësia e kësaj njolle tejkalon disa diametra të Tokës! 15 me 30 mijë kilometra - kjo është përafërsisht madhësia e saj (dhe është zvogëluar me 2 herë gjatë 100 viteve të fundit).

- Planeti ka 3 unaza shumë të holla dhe të padukshme.

"Po bie shi diamante në Jupiter."

- Jupiteri ka numri më i madh i satelitëve midis të gjithë planetëve të sistemit diellor - 67.
Një nga këta satelitë, Europa, përmban një oqean global që arrin një thellësi prej 90 kilometrash. Vëllimi i ujit në këtë oqean është më i madh se vëllimi i oqeaneve të Tokës (edhe pse sateliti është dukshëm më i vogël në madhësi se Toka). Ndoshta ka organizma të gjallë në këtë oqean.

Jupiteri është planeti i pestë nga Dielli në Sistemin Diellor. Ky është një planet gjigant. Diametri ekuatorial i Jupiterit është pothuajse 11 herë ai i Tokës. Masa e Jupiterit e tejkalon masën e Tokës me 318 herë.

Planeti Jupiter ka qenë i njohur për njerëzit që nga kohërat e lashta: si Mërkuri, Venusi, Marsi, Saturni, ai mund të shihet në qiellin e natës me sy të lirë. Kur teleskopët e parë të papërsosur filluan të përhapen në Evropë në fund të shekullit të 16-të, shkencëtari italian Galileo Galilei vendosi të bënte një pajisje të tillë për vete. Ai mendoi ta përdorte atë për të mirën e astronomisë. Në vitin 1610, Galileo pa "yje" të vegjël që rrotulloheshin rreth Jupiterit përmes një teleskopi. Këta katër satelitë të zbuluar nga Galileo (satelitë Galileanë) u quajtën Io, Europa, Ganymede, Callisto.

Romakët e lashtë identifikuan shumë nga perënditë e tyre me ata grekë. Jupiteri, perëndia supreme romake, është identik me perëndinë suprem të Olimpit, Zeusin. Satelitëve të Jupiterit iu dhanë emrat e personazheve nga rrethi i Zeusit. Io është një nga të dashuruarit e tij të shumtë. Europa është një grua e bukur fenikase, e cila u rrëmbye nga Zeusi dhe u shndërrua në një dem të fuqishëm. Ganymede është një kupëmbajtës i ri i pashëm që i shërben Zeusit. Nga xhelozia, gruaja e Zeusit, Hera, e ktheu nimfën Callisto në një ari. Zeusi e vendosi atë në qiell në formën e yjësisë Ursa Major.

Për gati tre shekuj, vetëm satelitët Galileas mbetën të njohur për shkencën si satelitë të Jupiterit. Në 1892, u zbulua sateliti i pestë i Jupiterit, Amalthea. Amalthea është një dhi hyjnore që ushqeu Zeusin me qumështin e saj kur nëna e tij u detyrua të strehonte djalin e saj të porsalindur nga zemërimi i shfrenuar i babait të tij, perëndisë Kronos. Briri i Amaltheas u bë një brirë përrallore. Pas Amaltheas, zbulimet e hënave të Jupiterit filluan të derdheshin si një brirë. Aktualisht njihen 63 satelitë të Jupiterit.

Jupiteri dhe hënat e tij jo vetëm që studiohen nga shkencëtarët nga Toka duke përdorur metoda moderne shkencore, por janë ekzaminuar edhe nga distanca më të afërta duke përdorur anije kozmike. Stacioni automatik ndërplanetar amerikan Pioneer 10 erdhi për herë të parë në një distancë relativisht të afërt me Jupiterin në 1973, Pioneer 11 një vit më vonë. Në vitin 1979, anija kozmike amerikane Voyager 1 dhe Voyager 2 iu afruan Jupiterit. Në vitin 2000, stacioni automatik ndërplanetar Cassini kaloi pranë Jupiterit, duke transmetuar fotografi dhe informacione unike rreth planetit dhe satelitëve të tij në Tokë. Nga viti 1995 deri në 2003, anija kozmike Galileo operoi brenda sistemit të Jupiterit, misioni i të cilit ishte të kryente një studim të detajuar të Jupiterit dhe hënave të tij. Anija kozmike jo vetëm që ndihmoi në mbledhjen e një sasie të madhe informacioni rreth Jupiterit dhe satelitëve të tij të shumtë, por gjithashtu zbuloi një unazë rreth Jupiterit të përbërë nga grimca të vogla të ngurta.

E gjithë tufa e satelitëve të Jupiterit mund të ndahet në dy grupe. Njëri prej tyre është i brendshëm (i vendosur më afër Jupiterit), i cili përfshin katër satelitë Galileas dhe Amalthea. Të gjithë ata, përveç Amalthea relativisht të vogël, janë trupa të mëdhenj kozmikë. Diametri i hënave më të vogla të Galilesë, Europa, është afërsisht 0.9 herë diametri i Hënës sonë. Diametri i më të madhit, Ganymede, është 1.5 herë diametri i Hënës. Të gjithë këta satelitë lëvizin në orbitat e tyre pothuajse rrethore në rrafshin e ekuatorit të Jupiterit në drejtim të rrotullimit të planetit. Ashtu si Hëna jonë, satelitët Galileas të Jupiterit janë gjithmonë të kthyer në planetin e tyre me të njëjtën anë: koha e rrotullimit të çdo sateliti rreth boshtit të tij dhe rreth planetit është e njëjtë. Shumica e shkencëtarëve besojnë se këto pesë hëna të Jupiterit janë formuar së bashku me planetin e tyre.

Një numër i madh i satelitëve të jashtëm të Jupiterit janë trupa të vegjël kozmikë. Satelitët e jashtëm në lëvizjen e tyre nuk i përmbahen rrafshit të ekuatorit Jupiterian. Shumica e satelitëve të jashtëm të Jupiterit orbitojnë në drejtim të kundërt me rrotullimin e planetit. Me shumë mundësi, ata janë të gjithë "të huaj" në botën e Jupiterit. Ndoshta ato janë fragmente trupash të mëdhenj kozmikë që u përplasën në afërsi të Jupiterit, ose të një paraardhësi që u nda në një fushë të fortë gravitacionale.

Deri më sot, shkencëtarët kanë mbledhur një sasi të madhe informacioni rreth planetit Jupiter dhe satelitët e tij kanë transmetuar në tokë një numër të madh fotografish të marra nga distanca relativisht të afërta. Por një ndjesi e vërtetë, e cila theu idetë e mëparshme ekzistuese të shkencëtarëve për satelitët e planetëve, ishte fakti që shpërthimet vullkanike ndodhin në satelitin Io të Jupiterit. Trupat e vegjël kozmikë ftohen në hapësirën e jashtme gjatë ekzistencës së tyre, thellësitë e tyre nuk duhet të mbajnë temperaturën e madhe të nevojshme për të ruajtur aktivitetin vullkanik.

Io nuk është thjesht një trup që ruan ende disa gjurmë të aktivitetit të nëntokës, por trupi vullkanik më aktiv në Sistemin Diellor i njohur në kohën e tanishme. Shpërthimet vullkanike në Io mund të konsiderohen pothuajse të vazhdueshme. Dhe në forcën e tyre ato janë shumë herë më të mëdha se shpërthimet e vullkaneve tokësore.

Karakteristikat e Jupiterit

Ajo që i jep "jetë" një trupi të vogël kozmik, i cili kohë më parë duhet të ishte kthyer në një bllok të vdekur. Shkencëtarët besojnë se trupi i planetit po nxehet vazhdimisht për shkak të fërkimit në shkëmbinjtë që formojnë satelitin, nën ndikimin e forcës së madhe gravitacionale të Jupiterit dhe forcave gravitacionale të Evropës dhe Ganymedit. Për çdo rrotullim, Io ndryshon orbitën e tij dy herë, duke lëvizur në mënyrë radiale 10 km drejt dhe larg Jupiterit. Duke u ngjeshur dhe zhbërë periodikisht, trupi i Io-s nxehet në të njëjtën mënyrë si nxehet një tel i përkulur.

Interesoni fëmijët për faktet e njohura dhe sekretet ende të pazbuluara të Jupiterit dhe anëtarëve të familjes së tij të madhe. Interneti ofron një mundësi për të kënaqur interesin për këtë temë.

4.14. Jupiteri

4.14.1. karakteristikat fizike

Jupiteri (gjiganti i gazit) është planeti i pestë i sistemit diellor.
Rrezja ekuatoriale: 71492 ± 4 km, rrezja polare: 66854 ± 10 km.
Masa: 1,8986 × 10 27 kg ose 317,8 masa tokësore.
Dendësia mesatare: 1.326 g/cm³.
Albedo sferike e Jupiterit është 0,54.

Fluksi i brendshëm i nxehtësisë për njësi të sipërfaqes së "sipërfaqes" së Jupiterit është afërsisht i barabartë me fluksin e marrë nga Dielli. Në këtë drejtim, Jupiteri është më afër yjeve sesa planetëve tokësorë. Megjithatë, burimi i energjisë së brendshme të Jupiterit nuk janë padyshim reaksionet bërthamore. Rezerva e energjisë e akumuluar gjatë ngjeshjes gravitacionale të planetit emetohet.

4.14.2. Elementet e orbitës dhe tiparet e lëvizjes

Distanca mesatare e Jupiterit nga Dielli është 778.55 milion km (5.204 AU). Ekscentriciteti orbital është e = 0,04877. Periudha e rrotullimit rreth Diellit është 11.859 vjet (4331.572 ditë); shpejtësia mesatare orbitale – 13,07 km/s. Pjerrësia e orbitës ndaj planit ekliptik është 1,305°. Pjerrësia e boshtit të rrotullimit: 3,13°. Meqenëse rrafshi ekuatorial i planetit është afër rrafshit të orbitës së tij, nuk ka stinë në Jupiter.

Jupiteri rrotullohet më shpejt se çdo planet tjetër në sistemin diellor dhe shpejtësia këndore e rrotullimit zvogëlohet nga ekuatori në pole. Periudha e rrotullimit është 9.925 orë. Për shkak të rrotullimit të tij të shpejtë, ngjeshja polare e Jupiterit është mjaft e dukshme: rrezja polare është 6,5% më e vogël se rrezja ekuatoriale.

Jupiteri ka atmosferën më të madhe midis planetëve në sistemin diellor, e cila shtrihet në një thellësi prej më shumë se 5000 km. Meqenëse Jupiteri nuk ka një sipërfaqe të fortë, kufiri i brendshëm i atmosferës korrespondon me një thellësi në të cilën presioni është 10 bar (d.m.th., afërsisht 10 atm).

Atmosfera e Jupiterit përbëhet kryesisht nga hidrogjen molekular H2 (rreth 90%) dhe helium He (rreth 10%). Atmosfera përmban edhe komponime molekulare të thjeshta: ujë, metan, sulfur hidrogjeni, amoniak dhe fosfinë, etj. Janë gjetur edhe gjurmë të hidrokarbureve më të thjeshta - etanit, benzenit dhe komponimeve të tjera.

Atmosfera ka një strukturë të theksuar vija, e përbërë nga zona të lehta dhe breza të errët, të cilët janë rezultat i shfaqjes së rrjedhave konvektive që bartin nxehtësinë e brendshme në sipërfaqe.

Në zonën e zonave të dritës ka rritje të presionit që korrespondon me rrjedhat lart. Retë që formojnë zonat janë të vendosura në një nivel më të lartë dhe ngjyra e tyre e lehtë shpjegohet me sa duket nga përqendrimi i shtuar i amoniakut NH 3 dhe hidrosulfidit të amonit NH 4 HS.

Retë e brezit të errët poshtë me sa duket përmbajnë komponime të fosforit dhe squfurit, si dhe disa hidrokarbure të thjeshta. Këto komponime, të cilat janë të pangjyrë në kushte normale, marrin një ngjyrë të errët si rezultat i ekspozimit ndaj rrezatimit UV nga Dielli. Retë në zonat e errëta kanë një temperaturë më të lartë se në zonat e lehta dhe përfaqësojnë zona të rrëshqitjeve. Zonat dhe rripat kanë shpejtësi të ndryshme lëvizjeje në drejtim të rrotullimit të Jupiterit.

Në kufijtë e brezave dhe zonave ku vërehen turbulenca të forta, lindin struktura vorbullash, shembulli më i mrekullueshëm i të cilave është Njolla e Kuqe e Madhe (GRS), një ciklon gjigant në atmosferën e Jupiterit që ekziston për më shumë se 350 vjet. Gazi në BKP rrotullohet në drejtim të kundërt të akrepave të orës me një periudhë rrotullimi prej rreth 6 ditësh tokësore. Shpejtësia e erës brenda vendit i kalon 500 km/h. Ngjyra portokalli e ndezur e njollës është me sa duket për shkak të pranisë së squfurit dhe fosforit në atmosferë.

Jupiteri është planeti më masiv

Gjatësia e PKK-së është rreth 30 mijë km në gjatësi, gjerësi - 13 mijë km (dukshëm më e madhe se Toka). Madhësia e njollës ndryshon vazhdimisht dhe ka një tendencë për t'u zvogëluar, pasi 100 vjet më parë BKP ishte afërsisht 2 herë më e madhe. Pika lëviz paralelisht me ekuatorin e planetit.

4.14.4. Struktura e brendshme

Aktualisht besohet se Jupiteri ka një bërthamë të fortë në qendër, e ndjekur nga një shtresë hidrogjeni metalik i lëngshëm i përzier me një sasi të vogël helium, dhe një shtresë e jashtme me hidrogjen kryesisht molekular. Pavarësisht nga koncepti i përgjithshëm, i formuar përgjithësisht, ai megjithatë përmban shumë detaje të pasigurta dhe të paqarta.

Për të përshkruar bërthamën, përdoret më shpesh modeli i bërthamës shkëmbore të planetit, por as vetitë e substancës në presionet dhe temperaturat ekstreme të arritura në bërthamë (të paktën 3000–4500 GPa dhe 36000 K) dhe as përbërja e tij e detajuar nuk janë i njohur. Prania e një bërthame të ngurtë që peshon nga 12 deri në 45 masa tokësore (ose 3–15% e masës së Jupiterit) rrjedh nga matjet e fushës gravitacionale të Jupiterit. Për më tepër, embrioni i ngurtë (akull ose shkëmb) i proto-Jupiterit për grumbullimin e mëvonshëm të hidrogjenit të lehtë dhe heliumit është një element i domosdoshëm në modelet moderne të origjinës së sistemeve planetare (shih seksionin 4.6).

Bërthama është e rrethuar nga një shtresë hidrogjeni metalik me një përzierje heliumi dhe neoni të kondensuar në pika. Kjo guaskë shtrihet në afërsisht 78% të rrezes së planetit. Për të arritur gjendjen e hidrogjenit të lëngët metalik, kërkohet një presion prej të paktën 200 GPa dhe një temperaturë prej rreth 10,000 K (vlerësuar).

Mbi shtresën e hidrogjenit metalik shtrihet një guaskë e përbërë nga hidrogjen gaz-lëng (në gjendje superkritike) me një përzierje heliumi. Pjesa e sipërme e kësaj guaskë kalon pa probleme në shtresën e jashtme - atmosferën e Jupiterit.

Në kuadrin e këtij modeli të thjeshtë me tre shtresa, nuk ka një kufi të qartë midis shtresave kryesore, megjithatë, rajonet e tranzicionit fazor janë gjithashtu të vogla në trashësi. Rrjedhimisht, mund të supozojmë se pothuajse të gjitha proceset janë të lokalizuara, gjë që na lejon të shqyrtojmë secilën shtresë veç e veç.

Jupiteri ka një fushë magnetike të fuqishme. Fuqia e fushës në nivelin e sipërfaqes së resë së dukshme është 14 oersteds në polin verior dhe 10.7 oersteds në polin jugor. Boshti i dipolit është i prirur ndaj boshtit të rrotullimit me 10°, dhe polariteti është i kundërt me polaritetin e fushës magnetike të tokës. Ekzistenca e një fushe magnetike shpjegohet me praninë e hidrogjenit metalik në thellësitë e Jupiterit, i cili, duke qenë një përcjellës i mirë, që rrotullohet me shpejtësi të madhe, krijon fusha magnetike.

Jupiteri është i rrethuar nga një magnetosferë e fuqishme, e cila në anën e ditës shtrihet në një distancë prej 50-100 rreze të planetit, dhe në anën e natës shtrihet përtej orbitës së Saturnit. Nëse magnetosfera e Jupiterit mund të shihej nga sipërfaqja e Tokës, dimensionet e saj këndore do të tejkalonin dimensionet e Hënës.

Krahasuar me magnetosferën e Tokës, magnetosfera e Jupiterit nuk është vetëm më e madhe për nga madhësia dhe fuqia, por gjithashtu ka një formë paksa të ndryshme, dhe gjithashtu, së bashku me dipolin, ka përbërës të theksuar katërpolësh dhe oktupolë. Forma e magnetosferës së Jupiterit përcaktohet nga dy faktorë shtesë që mungojnë në rastin e Tokës - rrotullimi i shpejtë i Jupiterit dhe prania e një burimi të afërt dhe të fuqishëm të plazmës magnetosferike - sateliti Io i Jupiterit.

Falë aktivitetit vullkanik, Io, i vendosur në një distancë prej vetëm rreth 4.9R J nga shtresa e sipërme e planetit, furnizon çdo sekondë deri në 1 ton gaz neutral të pasur me squfur, dioksid squfuri, oksigjen dhe natrium në magnetosferën e Jupiterit. Ky gaz është pjesërisht i jonizuar dhe formon një torus plazmatik pranë orbitës së Io.

Si rezultat i veprimit të kombinuar të rrotullimit të shpejtë dhe formimit të plazmës intramagnetosferike, krijohet një burim shtesë i fushës magnetike - magnetodisk i Jupiterit. Plazma përqendrohet në thelbin e magnetosferës në rajonin me gjerësi të ulët, duke formuar një magnetodisk - një shtresë e hollë aktuale, vlera e rrymës azimutale në të cilën zvogëlohet në proporcion me distancën nga planeti. Rryma totale në diskun magnetik arrin një vlerë prej rreth 100 milion amper.

Elektronet që lëvizin në rripat e rrezatimit të Jupiterit janë një burim i rrezatimit të fuqishëm jokoherent sinkrotron nga magnetosfera në rrezen e radios.

4.14.6. Karakteristikat e përgjithshme të satelitëve dhe unazave të Jupiterit

Aktualisht dihet se Jupiteri ka 63 satelitë natyrorë dhe një sistem unazash. Të gjithë satelitët ndahen në dy kategori: të rregullt dhe të parregullt.

Tetë satelitë të rregullt rrotullohen rreth Jupiterit në drejtim të rrotullimit të tij në orbita pothuajse rrethore. Satelitët e rregullt, nga ana tjetër, ndahen në të brendshëm (satelitë të grupit Amalthea) dhe kryesor (ose galileas).

Shokët e bariut. Katër satelitët e brendshëm të Jupiterit - Metis (dimensionet 60 × 40 × 34 km), Adrastea (20 × 16 × 14 km), Amalthea (250 × 146 × 128 km) dhe Theba (116 × 98 × 84 km) - kanë një formë të çrregullt dhe luajnë rolin e të ashtuquajturit hëna bari që pengojnë unazat e Jupiterit të mos shpërbëhen.

Unazat e Jupiterit. Jupiteri ka unaza të zbehta që ndodhen në një lartësi prej 55,000 km nga atmosfera. Ka dy unaza kryesore dhe një unazë e brendshme shumë e hollë, me ngjyrë portokalli karakteristike. Pjesa kryesore e unazave ka një rreze prej 123-129 mijë km. Trashësia e unazave është rreth 30 km. Unazat janë pothuajse gjithmonë buzë vëzhguesit tokësor, kjo është arsyeja pse ato kaluan pa u vënë re për një kohë të gjatë. Vetë unazat përbëhen kryesisht nga pluhuri dhe grimca të vogla guri që reflektojnë dobët rrezet e diellit, dhe për këtë arsye ato janë të vështira për t'u dalluar.

Satelitët e Galilesë. Katër hënat galileane të Jupiterit (Io, Europa, Ganymede dhe Callisto) janë ndër hënat më të mëdha në Sistemin Diellor. Masa totale e hënave të Galilesë është 99,999% e të gjithë objekteve që rrotullohen rreth Jupiterit (për më shumë informacion mbi hënat e Galilesë, shih seksionin 4.14.7 më poshtë).

Satelitë të parregullt.Është zakon të quhen satelitë të parregullt ata satelitë, orbitat e të cilëve kanë ekscentricitete të mëdha; ose satelitë që lëvizin në orbitë në drejtim të kundërt; ose satelitë, orbitat e të cilëve karakterizohen nga prirje të mëdha ndaj planit ekuatorial. Satelitët e parregullt janë, me sa duket, asteroidë të kapur nga "Trojanët" ose "Grekët".

Satelitë të parregullt që rrotullohen rreth Jupiterit në drejtim të rrotullimit të tij:
Themisto (nuk krijon familje);
Grupi Himalia (Leda, Himalia, Lysitia, Elara, S/2000 J 11);
Carpo (nuk krijon familje).

Satelitë të parregullt që rrotullohen rreth Jupiterit në drejtim të kundërt:
S/2003 J 12 (nuk formon familje);
Grupi Karme (13 satelitë);
Grupi Ananke (16 satelitë);
Grupi Pasiphe (17 satelitë);
S/2003 J 2 (nuk formon familje).

4.14.7. Hënat e Galilesë: Io, Europa, Ganymede dhe Callisto

Hënat galileane të Jupiterit (Io, Europa, Ganymede dhe Callisto) u zbuluan nga Galileo Galilei (pas të cilit u emëruan) më 8 janar 1610.

Satelitët galileas rrotullohen në mënyrë sinkrone dhe gjithmonë përballen me të njëjtën anë drejt Jupiterit (d.m.th., ata janë në një rezonancë rrotulluese 1:1) për shkak të ndikimit të forcave të fuqishme baticore të planetit gjigant. Për më tepër, Io, Europa dhe Ganymede janë në rezonancë orbitale - periudhat e tyre orbitale janë në raportin 1:2:4. Që nga zbulimi, qëndrueshmëria e rezonancave orbitale të satelitëve të Galilesë është vërejtur, d.m.th., për 400 vjet Tokë dhe më shumë se 20 mijë vjet "satelit" (Ganymede) (periudha orbitale e Ganymedit është 7.155 ditë Tokë).

Dhe rreth(diametri mesatar - 3640 km, masa - 8,93 × 10 22 kg ose 0,015 masa e tokës, dendësia mesatare - 3,528 g / cm 3) është më afër Jupiterit se sa satelitët e tjerë Galileas (mesatarisht në një distancë prej 4,9R J nga sipërfaqja e tij) sesa , me sa duket, është për shkak të aktivitetit të tij vullkanik - më i larti në sistemin diellor. Më shumë se 10 vullkane mund të shpërthejnë në sipërfaqen e Io në të njëjtën kohë. Si rezultat, topografia e Io-s ndryshon plotësisht gjatë disa qindra viteve. Shpërthimet më të mëdha të vullkaneve të Jonit nxjerrin lëndën me një shpejtësi prej 1 km/s në një lartësi deri në 300 km. Ashtu si vullkanet tokësore, vullkanet në Io lëshojnë squfur dhe dioksid squfuri krateret e ndikimit praktikisht mungojnë në Io, pasi ato shkatërrohen nga shpërthimet e vazhdueshme dhe rrjedhat e llavës. Përveç vullkaneve, Io ka male jo vullkanike, liqene squfuri të shkrirë dhe llavë viskoze që rrjedh qindra kilometra të gjatë. Ndryshe nga hënat e tjera të Galilesë, Io nuk ka ujë apo akull.

Evropë(diametri - 3122 km, masa - 4,80 × 10 22 kg ose 0,008 masa e tokës, dendësia mesatare - 3,01 g / cm 3) ndodhet mesatarisht në një distancë prej 8,4R J nga sipërfaqja e Jupiterit. Evropa është e mbuluar plotësisht nga një shtresë uji, me sa duket rreth 100 km e trashë (pjesërisht në formën e një kore sipërfaqësore të akullt 10-30 km të trashë; pjesërisht, besohet se është në formën e një oqeani të lëngshëm nëntokësor). Më poshtë shtrihen shkëmbinjtë, dhe në qendër gjoja është një bërthamë e vogël metalike. Thellësia e oqeanit është deri në 90 km, dhe vëllimi i tij tejkalon vëllimin e oqeaneve të Tokës. Nxehtësia e nevojshme për ta mbajtur atë në gjendje të lëngshme me sa duket krijohet për shkak të ndërveprimeve të baticës (në veçanti, baticat e ngrenë sipërfaqen e satelitit në një lartësi deri në 30 metra). Sipërfaqja e Evropës është shumë e sheshtë, me vetëm disa formacione të ngjashme me kodrat që janë disa qindra metra të larta. Albedo e lartë (0.67) e satelitit tregon se akulli i sipërfaqes është mjaft i pastër. Numri i kratereve është i vogël, ka vetëm tre kratere me diametër më të madh se 5 km.

Fusha e fortë magnetike e Jupiterit shkakton rryma elektrike në oqeanin e kripur të Evropës, të cilat formojnë fushën e tij të pazakontë magnetike.

Polet magnetike janë të vendosura pranë ekuatorit të satelitit dhe janë vazhdimisht duke u zhvendosur. Ndryshimet në forcën dhe orientimin e fushës lidhen me kalimin e Evropës përmes fushës magnetike të Jupiterit. Besohet se jeta mund të ekzistojë në oqeanin e Evropës.

Në thelb ekzistojnë dy lloje rajonesh në sipërfaqen e Ganymedit: rajone shumë të vjetra, të errëta me kratere të mëdha dhe rajone më të reja (por edhe të lashta) të lehta të shënuara nga rreshta të zgjatur kreshtash dhe nyjesh. Origjina e rajoneve të lehta është padyshim e lidhur me proceset tektonike. Në të dy llojet e sipërfaqes së Ganymedit janë të pranishëm kratere të shumtë me ndikim, gjë që tregon lashtësinë e tyre - deri në 3-3.5 miliardë vjet (të ngjashme me sipërfaqen hënore).

Callisto(diametri - 4821 km, masa - 1.08 × 10 23 kg ose 0.018 masa e tokës, dendësia mesatare - 1.83 g / cm 3) ndodhet mesatarisht në një distancë prej 25.3R J nga sipërfaqja e Jupiterit. Callisto është një nga trupat më me kratere në Sistemin Diellor. Rrjedhimisht, sipërfaqja e satelitit është shumë e vjetër (rreth 4 miliardë vjet), dhe aktiviteti i tij gjeologjik është jashtëzakonisht i ulët. Callisto ka densitetin më të ulët nga të gjitha hënat e Galilesë (vërehet një prirje: sa më larg sateliti është nga Jupiteri, aq më i ulët është dendësia e tij) dhe përbëhet nga ndoshta 60% akull dhe ujë dhe 40% gurë dhe hekur. Supozohet se Callisto është e mbuluar me një kore akulli 200 km të trashë, nën të cilën ka një shtresë uji rreth 10 km të trashë. Shtresat më të thella duket se përbëhen nga shkëmbinj dhe akull të ngjeshur, me një rritje graduale të shkëmbinjve dhe hekurit drejt qendrës.

Literaturë shtesë:

T. Owen, S. Atreya, H. Nieman. "Hupozim i papritur": rezultatet e para të tingullit të atmosferës së Titanit nga anija kozmike Huygens

Të dhënat bazë

Satelitët më të mëdhenj të planetëve

obr - rrotullohet në drejtim të kundërt me lëvizjen orbitale

Jupiteri është planeti më i madh në sistemin diellor, diametri i tij është 11 herë diametri i Tokës dhe masa e tij është 318 herë më shumë se masa e Tokës. Orbita e Jupiterit rreth Diellit zgjat 12 vjet, ndërsa distanca mesatare me Diellin është 800 milionë km. Rripat e reve në atmosferë dhe Njolla e Madhe e Kuqe e bëjnë Jupiterin një planet shumë piktoresk.

Jupiteri nuk është një planet shkëmbor. Ndryshe nga katër planetët shkëmborë më afër Diellit, Jupiteri është një top i madh gazi. Ka edhe tre gjigantë të tjerë gazi që janë edhe më larg nga Dielli: Saturni, Urani dhe Neptuni. Në përbërjen e tyre kimike, këta planetë gazi janë shumë të ngjashëm me Diellin dhe janë shumë të ndryshëm nga planetët e brendshëm shkëmborë të Sistemit Diellor. Atmosfera e Jupiterit, për shembull, është 85 për qind hidrogjen dhe rreth 14 për qind helium. Edhe pse ne nuk mund të shohim ndonjë sipërfaqe të ngurtë, shkëmbore përmes reve të Jupiterit, thellë brenda planetit hidrogjeni është nën një presion të tillë që merr disa nga karakteristikat e një metali.

Jupiteri rrotullohet në boshtin e tij jashtëzakonisht shpejt - ai bën një rrotullim çdo 10 orë. Shpejtësia e rrotullimit është aq e lartë sa planeti fryhet përgjatë ekuatorit. Ky rrotullim i shpejtë është edhe shkaku i erërave shumë të forta në pjesën e sipërme të atmosferës, ku retë shtrihen në shirita të gjatë dhe shumëngjyrëshe. Pjesë të ndryshme të atmosferës rrotullohen me shpejtësi paksa të ndryshme, dhe është ky ndryshim që krijon brezat e reve. Retë mbi Jupiter janë të kripura dhe të stuhishme, kështu që pamja e brezave të reve mund të ndryshojë në vetëm disa ditë. Përveç kësaj, retë e Jupiterit përmbajnë një numër shumë të madh vorbullash dhe njollash të mëdha. Më e madhja prej tyre është e ashtuquajtura Njolla e Kuqe e Madhe, e cila është më e madhe se Toka. Mund të shihet edhe përmes një teleskopi të vogël. Njolla e Madhe e Kuqe është një stuhi e madhe në atmosferën e Jupiterit që është vëzhguar për 300 vjet. Ka të paktën 16 hëna në orbitë rreth Jupiterit. Nje nga
ata, është sateliti më i madh në sistemin tonë diellor; është më i madh se planeti Mërkuri.

Udhëton për në Jupiter

Pesë anije kozmike tashmë janë dërguar në Jupiter. I pesti prej tyre, Galileo, u nis në një udhëtim gjashtë-vjeçar në tetor 1989. Anija kozmike Pioneer 10 dhe Pioneer 11 bënë matje për herë të parë. Ata u ndoqën nga dy anije kozmike Voyager në 1979, të cilat siguruan fotografi nga afër që janë thjesht befasuese. Pas vitit 1991, teleskopi Hapësinor Hubble filloi të fotografonte Jupiterin dhe këto imazhe nuk janë inferiore në cilësi ndaj atyre të marra nga Voyagers. Përveç kësaj, teleskopi Hapësinor Hubble do të bëjë fotografi për disa vite, ndërsa Voyagers kishin vetëm një periudhë të shkurtër kohore në dispozicionin e tyre ndërsa fluturonin përtej Jupiterit.

Retë e gazit helmues

Shiritat e errët dhe të kuqërremtë në Jupiter quhen rripa, dhe vijat më të lehta quhen zona. Fotot e marra nga anija kozmike dhe teleskopi hapësinor Hubble zbulojnë ndryshime të dukshme në bel dhe të pasme në vetëm disa javë. Kjo për faktin se tiparet karakteristike të Jupiterit të dukshme për ne janë në të vërtetë retë me ngjyra dhe të bardha të atmosferës së sipërme. Pranë Njollës së Madhe të Kuqe, retë formojnë modele të bukura me vorbulla dhe valë. Retë që rrotullohen në vorbulla shpërthehen përgjatë vijave nga erërat e forta, shpejtësia e të cilave i kalon 500 km/h.

Pjesa më e madhe e atmosferës së Jupiterit do të ishte e dëmshme për njerëzit. Përveç gazeve mbizotëruese - hidrogjenit dhe heliumit - ai gjithashtu përmban metan, amoniak helmues, avull uji dhe acetilen. Një vend të tillë do ta gjenit me erë të keqe. Kjo përbërje gazi është e ngjashme me atë të diellit.

Retë e bardha përmbajnë kristale të amoniakut të ngrirë dhe akullit të ujit. Retë kafe, të kuqe dhe blu mund t'i detyrohen ngjyrës së tyre kimikateve si ngjyrat tona ose squfuri. Vetëtimat e stuhisë mund të shihen përmes shtresave të jashtme të atmosferës.

Shtresa aktive e reve është mjaft e hollë, më pak se një e qindta e rrezes së planetit. Poshtë reve temperatura rritet gradualisht. Dhe megjithëse në sipërfaqen e shtresës së reve është -160 ° C, duke zbritur nëpër atmosferë vetëm 60 km, do të gjenim të njëjtën temperaturë si në sipërfaqen e Tokës. Dhe pak më thellë, temperatura tashmë arrin pikën e vlimit të ujit.

Substancë e pazakontë

Në thellësitë e Jupiterit, materia fillon të bartet në një mënyrë shumë të pazakontë. Edhe pse nuk mund të përjashtohet që ka një bërthamë të vogël hekuri në qendër të planetit, pjesa më e madhe e rajonit të thellë përbëhet nga hidrogjeni. Brenda planetit, nën presion të madh, hidrogjeni kthehet nga gaz në lëng. Në nivele gjithnjë e më të thella, presioni vazhdon të provohet për shkak të peshës kolosale të shtresave të sipërme të atmosferës.

Në një thellësi prej rreth 100 km ka një oqean të gjerë me hidrogjen të lëngshëm. Nën 17,000 km, hidrogjeni bëhet aq i ngjeshur sa atomet e tij shkatërrohen. Dhe pastaj fillon të sillet si metal; në këtë gjendje përçon lehtësisht rrymën elektrike. Rryma elektrike që rrjedh përmes hidrogjenit metalik krijon një fushë të fortë magnetike rreth Jupiterit.

Hidrogjeni metalik në thellësitë e Jupiterit është një shembull i një lloji të pazakontë të materies që astronomët mund ta studiojnë dhe që është pothuajse e pamundur të riprodhohet në laborator.

Pothuajse një yll

Jupiteri lëshon më shumë energji sesa merr nga Dielli. Matjet e bëra nga anija kozmike kanë treguar se Jupiteri lëshon rreth 60 për qind më shumë energji termike sesa merr nga rrezatimi diellor.

Besohet se nxehtësia shtesë vjen nga tre burime: nga rezervat e nxehtësisë që mbeten nga formimi i Jupiterit; llum i energjisë së çliruar në procesin e ngjeshjes së ngadaltë, tkurrjes së planetit; dhe, së fundi, nga energjia e zbërthimit radioaktiv.

Planeti Jupiter

Kjo nxehtësi, megjithatë, nuk lind nga ndërprerja e hidrogjenit në helium, siç ndodh te yjet. Në fakt, edhe yjet më të vegjël që shfrytëzojnë energjinë e një përfundimi të tillë janë rreth 80 herë më masivë se Jupiteri. Kjo do të thotë se "sistemet diellore" të tjera mund të kenë planetë më të mëdhenj se Jupiteri, megjithëse më të vegjël se ylli.

Stacioni radiofonik Jupiter

Jupiteri është një radio stacion natyror. Asnjë kuptim nuk mund të nxirret nga sinjalet radio të Jupiterit, pasi ato përbëhen tërësisht nga zhurma. Këto sinjale radio krijohen nga elektronet që nxitojnë përmes fushës magnetike shumë të fortë të Jupiterit. Stuhitë e fuqishme dhe goditjet e rrufesë mbivendosen në zhurmën kaotike të radios. Jupiteri ka një fushë të fortë magnetike që shtrihet në 50 diametra planetësh në të gjitha drejtimet. Asnjë planet tjetër në sistemin diellor nuk ka magnetizëm kaq të fortë ose nuk prodhon emetim kaq të fuqishëm radio.

Hënat e Jupiterit

Familja prej 16 hënash të Jupiterit është si një sistem diellor në miniaturë, ku Jupiteri luan rolin e Diellit dhe xhamat e tij zmadhues luajnë rolin e planetëve. Hëna më e madhe është Ganymede, diametri i saj është 5262 km. Ajo është e mbuluar me një kore të trashë akulli të shtrirë në majë të një bërthame shkëmbore. Ka gjurmë të shumta të bombardimeve të meteorit, si dhe dëshmi të një përplasjeje me një asteroid gjigant 4 miliardë vjet më parë.

Callisto është pothuajse aq i madh sa Ganymede, dhe e gjithë sipërfaqja e tij është e mbushur dendur me kratere. Europa ka sipërfaqen më të lehtë. Një e pesta e Evropës përbëhet nga uji, i cili formon një shtresë akulli 100 km të trashë mbi të. Kjo shtresë e akullt reflekton dritën po aq fort sa retë e Venusit.

Nga të gjitha sythe, më piktoresk është Io, i cili rrotullohet më afër Jupiterit. Kisti i Ios është krejtësisht i pazakontë - është një përzierje e zezë, e kuqe dhe e verdhë. Kjo ngjyrë e mahnitshme shpjegohet me faktin se një sasi e madhe squfuri shpërtheu nga thellësitë e Io. Kamerat e Voyager treguan disa vullkane aktive në Io; ato lëshojnë burime squfuri 200 km të larta mbi sipërfaqe. Lava e squfurit fluturon me një shpejtësi prej 1000 m dhe një sekondë. Një pjesë e këtij materiali lavë shpëton nga graviteti zero i Io-s dhe formon një unazë që rrethon Jupiterin.

Sipërfaqja e Ios po bluhej. Mund të themi për këtë sepse pothuajse ka pamjen e kratereve të meteorit. Orbita e Io është më pak se 400,000 km nga Jupiteri. Prandaj, Io i nënshtrohet forcave të mëdha të baticës. Alternimi i vazhdueshëm i shtrirjes dhe ngjeshjes së baticave brenda Io gjeneron fërkime të brendshme intensive. Falë kësaj, rajonet e brendshme mbeten të nxehta dhe të shkrira, pavarësisht distancës së madhe të Io-s nga Dielli.

Përveç katër hënave të mëdha, Jupiteri ka gjithashtu "luns" të vegjël. Katër prej tyre fluturojnë më poshtë mbi sipërfaqen e Jupiterit se Io, dhe shkencëtarët besojnë se ato janë thjesht pjesë të mëdha të hënave të tjera që kanë pushuar së ekzistuari.

Planeti më i madh në sistemin tonë diellor është Jupiteri. Së bashku me Neptunin, Saturnin dhe Uranin, ky planet klasifikohet si një gjigant gazi. Jupiteri ka qenë i njohur për njerëzimin që nga kohërat e qytetërimeve të lashta, ai pasqyrohet në besimet fetare dhe mitologjinë. Emri i saj vjen nga emri i zotit suprem të bubullimave të Romës së Lashtë.

Diametri i këtij gjiganti është më shumë se 10 herë diametri i planetit tonë, dhe vëllimi i tij tejkalon të gjithë planetët në sistemin tonë diellor. Ai do të përshtatet me 1300 planetë si i yni. Forca gravitacionale e Jupiterit është e tillë që mund të ndryshojë trajektoren e kometave dhe në fund ky trup qiellor mund të largohet fare nga sistemi diellor. Fusha magnetike e planetit Jupiter është gjithashtu më e forta nga të gjithë planetët në sistem.

Është 14 herë më e lartë se e jona. Shumë astronomë janë të prirur të besojnë se kjo fushë është krijuar për shkak të lëvizjes së hidrogjenit brenda gjigantit. Jupiteri është një burim radio shumë i fortë, ai mund të dëmtojë çdo anije kozmike ekzistuese që afrohet shumë.

Pavarësisht parametrave të tij të mëdhenj, Jupiteri është planeti më i shpejtë në sistemin diellor. Dhjetë orë janë të mjaftueshme për rrotullimin e tij të plotë. Por për të fluturuar rreth Diellit, gjigandi shpenzon rreth 12 vjet.


Kjo është interesante: nuk ka stinë në planet!
Në parim, gjigandi mund të konsiderohet si një sistem i veçantë, një sistem kaq unik i Jupiterit në sistemin diellor. Puna është se rreth tij rrotullohen më shumë se 60 satelitë. Ata të gjithë rrotullohen në drejtim të kundërt nga rrotullimi i vetë planetit. Është mjaft e mundur që numri i vërtetë i satelitëve të Jupiterit të kalojë njëqind, por, mjerisht, ata janë ende të panjohur për shkencëtarët. Ndër të gjithë trupat qiellorë që rrotullohen rreth këtij gjiganti, mund të dallohen katër: Callisto, IO, Europa dhe Ganymede. Të gjithë satelitët e mësipërm janë të paktën 1.5 herë më të mëdhenj se Hëna jonë.


Jupiteri ka 4 unaza. Njëra, gjëja më e rëndësishme, u shfaq për shkak të përplasjes së një meteori me 4 satelitë të këtij planeti: Metis, Almathea, Thebe dhe Adrestea. Unazat e Jupiterit kanë një ndryshim: nuk u gjet asnjë akull në to. Relativisht kohët e fundit, shkencëtarët zbuluan një unazë tjetër, e cila ndodhet më afër planetit gjigant që quhet Halo.


Një fakt mahnitës është se planeti Jupiter është shtëpia e Njollës së Kuqe të Madhe, e cila në fakt është një anticiklon treqind e pesëdhjetë vjeçar. Ndoshta ai ka edhe më shumë sesa mendojmë ne. Ajo u zbulua nga astronomi J. Cassini në 1665. Ajo arriti maksimumin e saj një shekull më parë: 14 mijë km i gjerë dhe 40 mijë km i gjatë. Për momentin, anticikloni është përgjysmuar. Pika e kuqe është një lloj vorbulle që rrotullohet me shpejtësi 400-500 km/h në të kundërt të akrepave të orës.
Toka dhe Jupiteri janë disi të ngjashëm me njëri-tjetrin. Për shembull, stuhitë në këtë planet të madh nuk zgjasin shumë, deri në 4 ditë, dhe uraganet shoqërohen gjithmonë me stuhi dhe vetëtima. Natyrisht, fuqia e këtyre fenomeneve është shumë më e madhe se e jona.


Rezulton se Jupiteri mund të "flasë". Bën tinguj të çuditshëm të ngjashëm me të folurit, të quajtur edhe zëra elektromagnetikë. Ky fenomen i çuditshëm u regjistrua për herë të parë nga sonda NASA-Voyager.
Jupiteri është një planet mjaft i çuditshëm. Shkencëtarët nuk mund të përgjigjen me saktësi pse fenomenet natyrore sillen ndryshe në të. Për shembull, Jupiteri karakterizohet nga një fenomen interesant - fenomeni i "hijeve të nxehta". Gjë është se zakonisht në hije temperatura është më e ulët se në zonat e ndriçuara. Megjithatë, në këtë gjigant, ku sipërfaqja është në hije, temperatura është më e lartë se në zonën e hapur përreth. Ka shumë shpjegime për këtë anomali. Teoria më e besueshme është se të gjithë planetët thithin pjesën më të madhe të energjisë së yllit tonë, por reflektojnë një pjesë të vogël. Rezulton se Jupiteri, përkundrazi, reflekton më shumë nxehtësi sesa merr nga Dielli.

Çuditë nuk mbarojnë me kaq. Kohët e fundit, aktiviteti vullkanik u regjistrua në një nga hënat e Jupiterit, Io! Tetë vullkane aktive janë zbuluar në sipërfaqen e satelitit. Ky lajm u bë një sensacion, sepse nuk ka vullkane askund përveç Tokës. Në një satelit tjetër, Europa, shkencëtarët zbuluan ujë të vendosur nën një shtresë shumë të trashë akulli.


Jupiteri me të drejtë mund të konsiderohet planeti më i pasur. Sipas shkencëtarëve, në këtë gjigant mund të ketë një breshër me copa diamanti. Fakti është se karboni në Jupiter në forma kristalore nuk është aspak i pazakontë. Së pari, rrufeja e kthen metanin në karbon, pastaj kur bie, ngurtësohet dhe shndërrohet në grafit. Duke rënë edhe më poshtë, grafiti përfundimisht bëhet diamant, i cili ka ende 30 mijë km për të rënë. Në fund të fundit, shkëmbinjtë arrijnë thellësi aq të mëdha saqë temperatura e lartë e bërthamës së gjigantit të gazit i shkrin ato dhe, me shumë mundësi, krijon një oqean të madh karboni të lëngshëm brenda.


A ka shenja jete në Jupiter? Mjerisht, sot prania e jetës në këtë planet nuk ka gjasa, sepse ka një përqendrim të ulët të ujit në atmosferë dhe në thelb nuk ka sipërfaqe të ngurtë.
Duke rilexuar faktet e mësipërme, të krijohet përshtypja se këto nuk janë të gjitha ndjesitë më interesante që na presin përpara. Shumë studiues dhe shkencëtarë besojnë se jeta është mjaft e mundur në Jupiter. Atmosfera e këtij gjiganti është shumë e ngjashme me atmosferën tonë në të kaluarën e largët. Prandaj, mendoj se ky nuk është artikulli i fundit dhe këto nuk janë faktet e fundit që duhet t'i shqyrtojmë ende.