Jowisz jest piątą planetą od Słońca i największą w Układzie Słonecznym. Wraz z Saturnem, Uranem i Neptunem Jowisz jest klasyfikowany jako gazowy olbrzym.
Planeta znana jest ludziom od czasów starożytnych, co znajduje odzwierciedlenie w mitologii i wierzeniach religijnych różnych kultur: mezopotamskiej, babilońskiej, greckiej i innych. Współczesna nazwa Jowisza pochodzi od imienia starożytnego rzymskiego najwyższego boga piorunów.
Szereg zjawisk atmosferycznych na Jowiszu – takich jak burze, błyskawice, zorze polarne – ma skalę o rząd wielkości większą niż na Ziemi. Godną uwagi formacją w atmosferze jest Wielka Czerwona Plama – gigantyczna burza znana od XVII wieku.
Jowisz ma co najmniej 67 księżyców, z których największe - Io, Europa, Ganymede i Callisto - odkrył Galileo Galilei w 1610 roku.
Jowisz jest badany za pomocą teleskopów naziemnych i orbitalnych; Od lat 70. na planetę wysłano 8 pojazdów międzyplanetarnych NASA: Pioneers, Voyagers, Galileo i inne.
Podczas wielkich opozycji (jedna z nich miała miejsce we wrześniu 2010 r.) Jowisz widoczny jest gołym okiem jako jeden z najjaśniejszych obiektów nocnego nieba po Księżycu i Wenus. Dysk i księżyce Jowisza są popularnymi obiektami obserwacji astronomów-amatorów, którzy dokonali wielu odkryć (na przykład kometa Shoemakera-Levy'ego, która zderzyła się z Jowiszem w 1994 roku lub zniknięcie południowego pasa równikowego Jowisza w 2010 roku).
Zasięg optyczny
W obszarze podczerwieni widma leżą linie cząsteczek H2 i He, a także linie wielu innych pierwiastków. Liczba pierwszych dwóch niesie informację o pochodzeniu planety, a skład ilościowy i jakościowy pozostałych - o jej wewnętrznej ewolucji.
Cząsteczki wodoru i helu nie mają jednak momentu dipolowego, co oznacza, że linie absorpcyjne tych pierwiastków są niewidoczne, dopóki nie zacznie dominować absorpcja pod wpływem jonizacji uderzeniowej. To z jednej strony, z drugiej - linie te powstają w najwyższych warstwach atmosfery i nie niosą informacji o głębszych warstwach. Dlatego najbardziej wiarygodne dane na temat obfitości helu i wodoru na Jowiszu uzyskano z lądownika Galileo.
Co do pozostałych elementów, również występują trudności w ich analizie i interpretacji. Na razie nie można z całą pewnością stwierdzić, jakie procesy zachodzą w atmosferze Jowisza i jak bardzo wpływają one na skład chemiczny - zarówno w obszarach wewnętrznych, jak iw warstwach zewnętrznych. Stwarza to pewne trudności w bardziej szczegółowej interpretacji widma. Uważa się jednak, że wszystkie procesy, które mogą wpływać w taki czy inny sposób na obfitość pierwiastków, są lokalne i bardzo ograniczone, więc nie są w stanie globalnie zmienić rozkładu materii.
Jowisz promieniuje również (głównie w obszarze podczerwieni widma) o 60% więcej energii niż otrzymuje od Słońca. W wyniku procesów prowadzących do wytworzenia tej energii Jowisz zmniejsza się o około 2 cm rocznie.
Zakres gamma
Promieniowanie Jowisza w zakresie gamma jest związane z zorzą polarną, a także z promieniowaniem dysku. Po raz pierwszy zarejestrowany w 1979 roku przez Laboratorium Kosmiczne Einsteina.
Na Ziemi regiony zorzy polarnej w zakresie rentgenowskim i ultrafioletowym praktycznie pokrywają się, jednak na Jowiszu tak nie jest. Obszar zorzy rentgenowskiej znajduje się znacznie bliżej bieguna niż ultrafiolet. Wczesne obserwacje ujawniły pulsację promieniowania z okresem 40 minut, jednak w późniejszych obserwacjach zależność ta jest znacznie gorsza.
Oczekiwano, że widmo rentgenowskie zorzy polarnej na Jowiszu jest podobne do widma rentgenowskiego komet, jednak, jak pokazały obserwacje na Chandrze, tak nie jest. Widmo składa się z linii emisyjnych osiągających maksimum na liniach tlenowych w pobliżu 650 eV, na liniach OVIII przy 653 eV i 774 eV oraz na OVII przy 561 eV i 666 eV. Istnieją również linie emisyjne o niższych energiach w obszarze widmowym od 250 do 350 eV, prawdopodobnie z siarki lub węgla.
Nie-auroralne promieniowanie gamma zostało po raz pierwszy wykryte podczas obserwacji ROSAT w 1997 roku. Widmo jest podobne do widma zorzy polarnej, jednak w zakresie 0,7-0,8 keV. Cechy widma dobrze opisuje model plazmy koronalnej o temperaturze 0,4-0,5 keV z metalicznością słoneczną, z dodatkiem linii emisyjnych Mg10+ i Si12+. Istnienie tego ostatniego jest prawdopodobnie związane z aktywnością słoneczną w okresie październik-listopad 2003 r.
Obserwacje przeprowadzone przez kosmiczne obserwatorium XMM-Newton wykazały, że promieniowanie dysku w widmie gamma jest odbitym promieniowaniem rentgenowskim Słońca. W przeciwieństwie do zórz polarnych nie stwierdzono okresowości zmian natężenia emisji w skalach od 10 do 100 min.
obserwacja radiowa
Jowisz jest najpotężniejszym (po Słońcu) źródłem radiowym w Układzie Słonecznym w zakresie długości fal rzędu decymetra - metra. Emisja radiowa jest sporadyczna i osiąga 10-6 przy maksimum rozbłysku.
Impulsy występują w zakresie częstotliwości od 5 do 43 MHz (najczęściej około 18 MHz), o średniej szerokości około 1 MHz. Czas trwania serii jest krótki: od 0,1-1 s (czasami do 15 s). Promieniowanie jest silnie spolaryzowane, zwłaszcza w okręgu stopień polaryzacji sięga 100%. Istnieje modulacja promieniowania przez bliskiego satelitę Jowisza Io, który obraca się wewnątrz magnetosfery: wybuch jest bardziej prawdopodobny, gdy Io jest bliski wydłużenia względem Jowisza. Monochromatyczny charakter promieniowania wskazuje na wybraną częstotliwość, najprawdopodobniej żyrofrekwencję. Wysoka temperatura jasności (dochodząca czasem do 1015 K) wymaga zaangażowania efektów zbiorowych (takich jak masery).
Emisja radiowa Jowisza w zakresie milimetrów i centymetrów ma charakter czysto termiczny, chociaż temperatura jasności jest nieco wyższa niż temperatura równowagi, co sugeruje strumień ciepła z głębin. Począwszy od fal ~9 cm wzrasta Tb (temperatura jasności) - pojawia się składowa nietermiczna, związana z promieniowaniem synchrotronowym cząstek relatywistycznych o średniej energii ~30 MeV w polu magnetycznym Jowisza; przy długości fali 70 cm Tb osiąga wartość ~5·104 K. Źródło promieniowania znajduje się po obu stronach planety w postaci dwóch wysuniętych ostrzy, co wskazuje na magnetosferyczne pochodzenie promieniowania.
Jowisz wśród planet Układu Słonecznego
Masa Jowisza jest 2,47 razy większa od masy pozostałych planet Układu Słonecznego.
Jowisz jest największą planetą w Układzie Słonecznym, gazowym olbrzymem. Jego promień równikowy wynosi 71,4 tys. Km, czyli 11,2 razy więcej niż promień Ziemi.
Jowisz jest jedyną planetą, której środek masy ze Słońcem znajduje się poza Słońcem i jest oddalony od niego o około 7% promienia Słońca.
Masa Jowisza jest 2,47 razy większa od całkowitej masy wszystkich innych planet Układu Słonecznego razem wziętych, 317,8 razy większa od masy Ziemi i około 1000 razy mniejsza od masy Słońca. Gęstość (1326 kg/m2) jest w przybliżeniu równa gęstości Słońca i jest 4,16 razy mniejsza niż gęstość Ziemi (5515 kg/m2). Jednocześnie siła grawitacji na jej powierzchni, którą zwykle przyjmuje się jako górną warstwę chmur, jest ponad 2,4 razy większa niż na ziemi: ciało o masie np. 100 kg będzie waży tyle samo, ile waży ciało o masie 240 kg na powierzchni Ziemi. Odpowiada to przyspieszeniu grawitacyjnemu 24,79 m/s2 na Jowiszu w porównaniu z 9,80 m/s2 na Ziemi.
Jowisz jako „nieudana gwiazda”
Porównawcze rozmiary Jowisza i Ziemi.
Modele teoretyczne pokazują, że gdyby masa Jowisza była znacznie większa niż jego rzeczywista masa, doprowadziłoby to do kompresji planety. Niewielkie zmiany masy nie pociągałyby za sobą znaczących zmian w promieniu. Gdyby jednak masa Jowisza czterokrotnie przekroczyła jego rzeczywistą masę, gęstość planety wzrosłaby do tego stopnia, że pod wpływem zwiększonej grawitacji rozmiary planety znacznie by się zmniejszyły. Tak więc najwyraźniej Jowisz ma maksymalną średnicę, jaką mogłaby mieć planeta o podobnej strukturze i historii. Przy dalszym wzroście masy skurcz trwałby do momentu, gdy w procesie formowania się gwiazd Jowisz stałby się brązowym karłem o masie około 50 razy większej od obecnej. Daje to astronomom powód, by uważać Jowisza za „nieudaną gwiazdę”, chociaż nie jest jasne, czy procesy formowania się planet takich jak Jowisz są podobne do tych, które prowadzą do powstawania układów podwójnych gwiazd. Chociaż Jowisz musiałby być 75 razy masywniejszy, aby stać się gwiazdą, najmniejszy znany czerwony karzeł ma tylko 30% większą średnicę.
Orbita i rotacja
Jowisz obserwowany z Ziemi podczas opozycji może osiągnąć pozorną jasność -2,94 m, co czyni go trzecim najjaśniejszym obiektem na nocnym niebie po Księżycu i Wenus. W największej odległości pozorna jasność spada do 1,61 m. Odległość między Jowiszem a Ziemią waha się od 588 do 967 milionów km.
Opozycje Jowisza występują co 13 miesięcy. W 2010 roku konfrontacja gigantycznej planety przypadła na 21 września. Raz na 12 lat dochodzi do wielkiej opozycji Jowisza, gdy planeta znajduje się w pobliżu peryhelium swojej orbity. W tym czasie jej rozmiar kątowy dla obserwatora z Ziemi sięga 50 sekund kątowych, a jasność jest większa niż -2,9 m.
Średnia odległość między Jowiszem a Słońcem wynosi 778,57 mln km (5,2 AU), a okres obiegu wynosi 11,86 lat. Ponieważ ekscentryczność orbity Jowisza wynosi 0,0488, różnica między odległością do Słońca w peryhelium i aphelium wynosi 76 milionów km.
Saturn wnosi główny wkład w zaburzenia ruchu Jowisza. Pierwszy rodzaj perturbacji jest świecki, działający w skali ~70 tysięcy lat, zmieniający ekscentryczność orbity Jowisza z 0,2 na 0,06, a nachylenie orbity z ~1° - 2°. Zaburzenie drugiego rodzaju jest rezonujące ze stosunkiem bliskim 2:5 (z dokładnością do 5 miejsc po przecinku - 2:4,96666).
Płaszczyzna równikowa planety jest zbliżona do płaszczyzny jej orbity (nachylenie osi obrotu wynosi 3,13° w porównaniu do 23,45° dla Ziemi), więc na Jowiszu nie ma zmiany pór roku.
Jowisz obraca się wokół własnej osi szybciej niż jakakolwiek inna planeta w Układzie Słonecznym. Okres obrotu na równiku wynosi 9 godzin 50 minut. 30 s., a na średnich szerokościach geograficznych - 9 h. 55 min. 40 sek. Ze względu na szybki obrót promień równikowy Jowisza (71492 km) jest większy niż biegunowy (66854 km) o 6,49%; tak więc kompresja planety wynosi (1: 51,4).
Hipotezy o istnieniu życia w atmosferze Jowisza
Obecnie istnienie życia na Jowiszu wydaje się mało prawdopodobne: stężenie wody w atmosferze jest niskie, brak stałej powierzchni itp. Jednak już w latach 70. XX wieku amerykański astronom Carl Sagan mówił o możliwości istnienia życia opartego na amoniaku w górnych warstwach atmosfery Jowisza. Należy zauważyć, że nawet na niewielkiej głębokości w atmosferze Jowisza temperatura i gęstość są dość wysokie i nie można wykluczyć możliwości przynajmniej ewolucji chemicznej, ponieważ sprzyja temu szybkość i prawdopodobieństwo reakcji chemicznych. Jednak istnienie życia wodno-węglowodorowego na Jowiszu jest również możliwe: w warstwie atmosferycznej zawierającej chmury pary wodnej, temperatura i ciśnienie są również bardzo korzystne. Carl Sagan wraz z E. E. Salpeterem, po dokonaniu obliczeń w ramach praw chemii i fizyki, opisali trzy wyimaginowane formy życia, które mogą istnieć w atmosferze Jowisza:
Skład chemiczny
Składu chemicznego wewnętrznych warstw Jowisza nie można określić nowoczesnymi metodami obserwacyjnymi, ale obfitość pierwiastków w zewnętrznych warstwach atmosfery jest znana ze stosunkowo dużą dokładnością, ponieważ warstwy zewnętrzne były bezpośrednio badane przez lądownik Galileo, który został obniżony do atmosfera 7 grudnia 1995 r. Dwoma głównymi składnikami atmosfery Jowisza są cząsteczkowy wodór i hel. Atmosfera zawiera również wiele prostych związków, takich jak woda, metan (CH4), siarkowodór (H2S), amoniak (NH3) i fosfina (PH3). Ich obfitość w głębokiej (poniżej 10 barów) troposferze sugeruje, że atmosfera Jowisza jest bogata w węgiel, azot, siarkę i prawdopodobnie tlen, 2-4 razy w stosunku do Słońca.
Inne związki chemiczne, arsen (AsH3) i german (GeH4), są obecne, ale w niewielkich ilościach.
Stężenie gazów obojętnych, argonu, kryptonu i ksenonu, przekracza ich ilość na Słońcu (patrz tabela), podczas gdy stężenie neonu jest wyraźnie mniejsze. Istnieje niewielka ilość prostych węglowodorów - etanu, acetylenu i dwuacetylenu - które powstają pod wpływem słonecznego promieniowania ultrafioletowego i naładowanych cząstek docierających z magnetosfery Jowisza. Uważa się, że dwutlenek węgla, tlenek węgla i woda w górnych warstwach atmosfery powstają w wyniku zderzeń z atmosferą Jowisza przez komety, takie jak kometa Shoemaker-Levy 9. Woda nie może pochodzić z troposfery, ponieważ tropopauza działa jak zimna pułapka, skutecznie zapobiegając podnoszenie się wody do poziomu stratosfery.
Różnice w czerwonawym kolorze Jowisza mogą być spowodowane związkami fosforu, siarki i węgla w atmosferze. Ponieważ kolor może się znacznie różnić, zakłada się, że skład chemiczny atmosfery również różni się w zależności od miejsca. Na przykład istnieją „suche” i „mokre” obszary o różnej zawartości pary wodnej.
Struktura
Model wewnętrznej struktury Jowisza: pod chmurami warstwa mieszaniny wodoru i helu o grubości około 21 tys. km głębokości. Wewnątrz może znajdować się stałe jądro o średnicy około 20 tys. km.
Obecnie największym uznaniem cieszy się następujący model wewnętrznej struktury Jowisza:
1. Atmosfera. Jest on podzielony na trzy warstwy:
A. warstwa zewnętrzna składająca się z wodoru;
B. warstwa środkowa składająca się z wodoru (90%) i helu (10%);
C. warstwa dolna, składająca się z wodoru, helu i domieszek amoniaku, wodorosiarczanu amonu i wody, tworząca trzy warstwy chmur:
A. powyżej - chmury zamarzniętego amoniaku (NH3). Jego temperatura wynosi około -145°C, ciśnienie około 1 atm;
B. poniżej - chmury kryształów wodorosiarczku amonu (NH4HS);
C. na samym dole - lód wodny i ewentualnie woda w stanie ciekłym, co zapewne ma na myśli - w postaci drobnych kropel. Ciśnienie w tej warstwie wynosi około 1 atm, temperatura około -130°C (143 K). Poniżej tego poziomu planeta jest nieprzejrzysta.
2. Warstwa metalicznego wodoru. Temperatura tej warstwy waha się od 6300 do 21 000 K, a ciśnienie od 200 do 4000 GPa.
3. Kamienny rdzeń.
Konstrukcja tego modelu opiera się na syntezie danych obserwacyjnych, zastosowaniu praw termodynamiki oraz ekstrapolacji danych laboratoryjnych na substancję pod wysokim ciśnieniem iw wysokiej temperaturze. Główne założenia leżące u jej podstaw to:
Jeśli dodamy do tych przepisów zasady zachowania masy i energii, otrzymamy układ podstawowych równań.
W ramach tego prostego trójwarstwowego modelu nie ma wyraźnej granicy między głównymi warstwami, jednak obszary przejść fazowych są również niewielkie. Można więc przyjąć, że prawie wszystkie procesy są zlokalizowane, co pozwala rozpatrywać każdą warstwę z osobna.
Atmosfera
Temperatura w atmosferze nie rośnie monotonicznie. W nim, podobnie jak na Ziemi, można wyróżnić egzosferę, termosferę, stratosferę, tropopauzę, troposferę. W najwyższych warstwach temperatura jest wysoka; w miarę schodzenia głębiej ciśnienie wzrasta, a temperatura spada do tropopauzy; zaczynając od tropopauzy, zarówno temperatura, jak i ciśnienie wzrastają w miarę zagłębiania się. W przeciwieństwie do Ziemi, Jowisz nie ma mezosfery i odpowiadającej jej mezopauzy.
W termosferze Jowisza zachodzi całkiem sporo ciekawych procesów: to tutaj planeta traci znaczną część swojego ciepła na promieniowanie, to tutaj powstają zorze polarne, to tutaj powstaje jonosfera. Jako górną granicę przyjmuje się poziom ciśnienia 1 nbar. Obserwowana temperatura termosfery wynosi 800-1000 K, aw tej chwili ten faktyczny materiał nie został jeszcze wyjaśniony w ramach nowoczesnych modeli, ponieważ temperatura w nich nie powinna być wyższa niż około 400 K. Chłodzenie Jowisza jest również nietrywialny proces: trójatomowy jon wodoru (H3 + ), inny niż Jowisz, występujący tylko na Ziemi, powoduje silną emisję w średniej podczerwieni na długościach fal między 3 a 5 µm.
Według bezpośrednich pomiarów dokonanych przez pojazd schodzący, górny poziom nieprzejrzystych chmur charakteryzował się ciśnieniem 1 atmosfery i temperaturą -107°C; na głębokości 146 km - 22 atmosfery, +153 °C. Galileusz znalazł również „ciepłe miejsca” wzdłuż równika. Najwyraźniej w tych miejscach warstwa zewnętrznych chmur jest cienka i widać cieplejsze obszary wewnętrzne.
Pod chmurami znajduje się warstwa o głębokości 7-25 tys. km, w której wraz ze wzrostem ciśnienia i temperatury (do 6000°C) wodór stopniowo zmienia swój stan skupienia z gazowego na ciekły. Najwyraźniej nie ma wyraźnej granicy oddzielającej wodór gazowy od wodoru ciekłego. Może to wyglądać jak ciągłe gotowanie globalnego oceanu wodoru.
warstwa metalicznego wodoru
Metaliczny wodór występuje przy wysokich ciśnieniach (około miliona atmosfer) i wysokich temperaturach, kiedy energia kinetyczna elektronów przekracza potencjał jonizacji wodoru. W rezultacie protony i elektrony istnieją w nim oddzielnie, więc metaliczny wodór jest dobrym przewodnikiem elektryczności. Szacunkowa grubość warstwy metalicznego wodoru wynosi 42-46 tys. Km.
Potężne prądy elektryczne powstające w tej warstwie generują gigantyczne pole magnetyczne Jowisza. W 2008 roku Raymond Dzhinloz z University of California w Berkeley i Lars Stiksrud z University College London stworzyli model budowy Jowisza i Saturna, według którego w ich wnętrznościach znajduje się również metaliczny hel, który tworzy rodzaj stopu z metalicznym wodór.
Rdzeń
Za pomocą zmierzonych momentów bezwładności planety można oszacować wielkość i masę jej jądra. W tej chwili uważa się, że masa rdzenia wynosi 10 mas Ziemi, a rozmiar to 1,5 jego średnicy.
Jowisz uwalnia znacznie więcej energii niż otrzymuje od Słońca. Naukowcy sugerują, że Jowisz ma znaczny zapas energii cieplnej, powstałej w procesie kompresji materii podczas formowania się planety. Wcześniejsze modele budowy wewnętrznej Jowisza, próbujące wyjaśnić nadmiar energii uwalnianej przez planetę, dopuszczały możliwość rozpadu radioaktywnego w jej głębinach lub uwolnienia energii, gdy planeta zostanie ściśnięta pod wpływem sił grawitacyjnych.
Procesy międzywarstwowe
Nie da się zlokalizować wszystkich procesów w ramach niezależnych warstw: trzeba wyjaśnić brak pierwiastków chemicznych w atmosferze, nadmiar promieniowania itp.
Różnicę w zawartości helu w warstwie zewnętrznej i wewnętrznej tłumaczy fakt, że hel skrapla się w atmosferze i wnika w głębsze obszary w postaci kropelek. Zjawisko to przypomina ziemski deszcz, ale nie z wody, ale z helu. Niedawno wykazano, że neon może rozpuszczać się w tych kroplach. To wyjaśnia brak neonu.
Ruch atmosferyczny
Animacja obrotu Jowisza, stworzona ze zdjęć z sondy Voyager 1, 1979.
Prędkość wiatru na Jowiszu może przekraczać 600 km/h. W przeciwieństwie do Ziemi, gdzie cyrkulacja atmosfery zachodzi z powodu różnicy w ogrzewaniu słonecznym w rejonie równika i bieguna, na Jowiszu wpływ promieniowania słonecznego na cyrkulację temperatury jest nieznaczny; głównymi siłami napędowymi są przepływy ciepła pochodzące z centrum planety oraz energia uwalniana podczas gwałtownego ruchu Jowisza wokół własnej osi.
Na podstawie obserwacji naziemnych astronomowie podzielili pasy i strefy w atmosferze Jowisza na równikowe, tropikalne, umiarkowane i polarne. Podgrzane masy gazów unoszące się z głębi atmosfery w strefach pod wpływem znacznych sił Coriolisa na Jowisza są ciągnięte wzdłuż południków planety, a przeciwległe krawędzie stref zbliżają się do siebie. Występują silne turbulencje na granicach stref i pasów (rejony spływowe). Na północ od równika przepływy w strefach skierowanych na północ są odchylane przez siły Coriolisa na wschód, a te skierowane na południe – na zachód. Na półkuli południowej - odpowiednio, wręcz przeciwnie. Pasaty mają podobną strukturę na Ziemi.
paski
Pasma Jowisza w różnych latach
Cechą charakterystyczną zewnętrznego wyglądu Jowisza są jego pręgi. Istnieje wiele wersji wyjaśniających ich pochodzenie. Tak więc, według jednej wersji, pasy powstały w wyniku zjawiska konwekcji w atmosferze planety-olbrzyma - w wyniku nagrzania, aw rezultacie podniesienia niektórych warstw oraz ochłodzenia i obniżenia innych. Wiosną 2010 roku naukowcy wysunęli hipotezę, zgodnie z którą pasy na Jowiszu powstały w wyniku wpływu jego satelitów. Przyjmuje się, że pod wpływem przyciągania satelitów na Jowisza powstały osobliwe „słupy” materii, które obracając się tworzyły paski.
Prądy konwekcyjne, które przenoszą wewnętrzne ciepło na powierzchnię, pojawiają się na zewnątrz w postaci jasnych stref i ciemnych pasów. W obszarze stref jasnych występuje zwiększone ciśnienie odpowiadające przepływom wstępującym. Chmury tworzące strefy znajdują się na wyższym poziomie (około 20 km), a ich jasna barwa jest najwyraźniej spowodowana zwiększoną koncentracją jasnych białych kryształów amoniaku. Uważa się, że ciemne chmury pasa poniżej to czerwono-brązowe kryształy wodorosiarczku amonu i mają wyższą temperaturę. Struktury te reprezentują regiony niższego rzędu. Strefy i pasy mają różne prędkości ruchu w kierunku obrotu Jowisza. Okres orbitalny zmienia się o kilka minut w zależności od szerokości geograficznej. Prowadzi to do istnienia stabilnych prądów strefowych lub wiatrów wiejących stale równolegle do równika w jednym kierunku. Prędkości w tym układzie globalnym sięgają od 50 do 150 m/s i więcej. Na granicach pasów i stref obserwuje się silne turbulencje, które prowadzą do powstania licznych struktur wirowych. Najbardziej znaną tego typu formacją jest Wielka Czerwona Plama, którą obserwowano na powierzchni Jowisza przez ostatnie 300 lat.
Powstały wir unosi podgrzane masy gazu z oparami drobnych składników na powierzchnię chmur. Powstałe kryształy śniegu amoniakalnego, roztwory i związki amoniaku w postaci śniegu i kropli, zwykłej wody, śniegu i lodu stopniowo toną w atmosferze, aż osiągną poziom, przy którym temperatura jest wystarczająco wysoka i odparowują. Następnie substancja w stanie gazowym ponownie powraca do warstwy chmur.
Latem 2007 roku teleskop Hubble'a zarejestrował dramatyczne zmiany w atmosferze Jowisza. Oddzielne strefy w atmosferze na północ i południe od równika zamieniły się w pasy, a pasy w strefy. Jednocześnie zmieniły się nie tylko formy formacji atmosferycznych, ale także ich kolor.
9 maja 2010 r. astronom-amator Anthony Wesley (ang. Anthony Wesley, patrz również poniżej) odkrył, że jedna z najbardziej widocznych i najbardziej stabilnych formacji w czasie, Południowy Pas Równikowy, nagle zniknęła z powierzchni planety. To właśnie na szerokości geograficznej południowego pasa równikowego znajduje się „obmyta” przez nią Wielka Czerwona Plama. Przyczyną nagłego zniknięcia południowego pasa równikowego Jowisza jest pojawienie się nad nim warstwy jaśniejszych chmur, pod którymi kryje się pas ciemnych chmur. Według badań przeprowadzonych przez teleskop Hubble'a stwierdzono, że pas nie zniknął całkowicie, ale po prostu wydawał się być schowany pod warstwą chmur składających się z amoniaku.
duża czerwona plama
Wielka Czerwona Plama to owalna formacja o różnej wielkości położona w południowej strefie tropikalnej. Została odkryta przez Roberta Hooke'a w 1664 roku. Obecnie ma wymiary 15 × 30 tys. km (średnica Ziemi ~12,7 tys. km), a 100 lat temu obserwatorzy odnotowali 2-krotnie większe rozmiary. Czasami nie jest to bardzo dobrze widoczne. Wielka Czerwona Plama to wyjątkowy, długowieczny gigantyczny huragan, w którym substancja obraca się w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara i dokonuje całkowitej rewolucji w ciągu 6 ziemskich dni.
Dzięki badaniom przeprowadzonym pod koniec 2000 roku przez sondę Cassini ustalono, że Wielka Czerwona Plama jest związana z prądami zstępującymi (pionową cyrkulacją mas atmosferycznych); chmury są tu wyższe, a temperatura niższa niż w innych obszarach. Kolor chmur zależy od wysokości: na górze znajdują się struktury niebieskie, pod nimi brązowe, a następnie białe. Struktury czerwone są najniższe. Prędkość obrotu Wielkiej Czerwonej Plamy wynosi 360 km/h. Jego średnia temperatura wynosi -163°C, a pomiędzy brzeżną i środkową częścią plamki występuje różnica temperatur rzędu 3-4 stopni. Ta różnica ma być odpowiedzialna za to, że gazy atmosferyczne w centrum plamki obracają się zgodnie z ruchem wskazówek zegara, a na brzegach przeciwnie do ruchu wskazówek zegara. Przyjęto również założenie dotyczące zależności między temperaturą, ciśnieniem, ruchem i kolorem Czerwonej Plamy, chociaż naukowcom wciąż trudno jest dokładnie określić, jak to się dzieje.
Od czasu do czasu na Jowiszu obserwuje się zderzenia dużych układów cyklonicznych. Jeden z nich miał miejsce w 1975 roku i spowodował wyblaknięcie czerwonego koloru Plamy na kilka lat. Pod koniec lutego 2002 r. Wielka Czerwona Plama zaczęła spowalniać kolejny gigantyczny trąba powietrzna - Biały Owal, a zderzenie trwało przez cały miesiąc. Nie spowodowało to jednak poważnych uszkodzeń obu wirów, ponieważ miało to miejsce na stycznej.
Czerwony kolor Wielkiej Czerwonej Plamy jest tajemnicą. Jednym z możliwych powodów mogą być związki chemiczne zawierające fosfor. W rzeczywistości kolory i mechanizmy, które nadają wygląd całej atmosferze Jowisza, są nadal słabo poznane i można je wyjaśnić jedynie poprzez bezpośrednie pomiary jej parametrów.
W 1938 roku zarejestrowano powstawanie i rozwój trzech dużych białych owali w pobliżu 30° szerokości geograficznej południowej. Procesowi temu towarzyszyło jednoczesne powstanie kilku kolejnych małych białych owali - wirów. Potwierdza to, że Wielka Czerwona Plama jest najpotężniejszym z wirów Jowisza. Zapisy historyczne nie ujawniają takich długowiecznych systemów na środkowo-północnych szerokościach geograficznych planety. Duże ciemne owale zaobserwowano w pobliżu 15°N, ale najwyraźniej warunki niezbędne do pojawienia się wirów i ich późniejszej transformacji w stabilne układy, takie jak Czerwona Plama, istnieją tylko na półkuli południowej.
mała czerwona plamka
Wielka Czerwona Plama i Mała Czerwona Plama w maju 2008 roku na zdjęciu wykonanym przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a
Jeśli chodzi o trzy wspomniane wcześniej białe owalne wiry, dwa z nich połączyły się w 1998 roku, aw 2000 roku nowy wir połączył się z pozostałym trzecim owalem. Pod koniec 2005 roku wir (Oval BA, ang. Oval BC) zaczął zmieniać swój kolor, ostatecznie nabierając koloru czerwonego, dla którego otrzymał nową nazwę – Little Red Spot. W lipcu 2006 roku Mała Czerwona Plama zetknęła się ze swoim starszym „bratem” – Wielką Czerwoną Plamą. Nie miało to jednak istotnego wpływu na oba wiry – zderzenie było styczne. Kolizja była przewidziana w pierwszej połowie 2006 roku.
Błyskawica
W centrum wiru ciśnienie jest wyższe niż w okolicy, a same huragany są otoczone perturbacjami niskiego ciśnienia. Według zdjęć wykonanych przez sondy kosmiczne Voyager 1 i Voyager 2 stwierdzono, że w centrum takich wirów obserwuje się kolosalne błyskawice o długości tysięcy kilometrów. Siła błyskawicy jest o trzy rzędy wielkości większa niż siła ziemi.
Pole magnetyczne i magnetosfera
Schemat pola magnetycznego Jowisza
Pierwszą oznaką jakiegokolwiek pola magnetycznego jest emisja radiowa, a także promieniowanie rentgenowskie. Budując modele zachodzących procesów, można ocenić strukturę pola magnetycznego. Stwierdzono więc, że pole magnetyczne Jowisza ma nie tylko składową dipolową, ale także kwadrupolową, oktupolową i inne harmoniczne wyższych rzędów. Przyjmuje się, że pole magnetyczne jest wytwarzane przez dynamo, podobne do ziemskiego. Ale w przeciwieństwie do Ziemi przewodnikiem prądów na Jowiszu jest warstwa metalicznego helu.
Oś pola magnetycznego jest nachylona do osi obrotu 10,2 ± 0,6°, prawie jak na Ziemi, jednak północny biegun magnetyczny znajduje się obok południowego geograficznego, a południowy magnetyczny znajduje się obok północnego geograficznego jeden. Natężenie pola na poziomie widocznej powierzchni chmur wynosi 14 Oe na biegunie północnym i 10,7 Oe na biegunie południowym. Jego biegunowość jest przeciwieństwem pola magnetycznego Ziemi.
Kształt pola magnetycznego Jowisza jest mocno spłaszczony i przypomina dysk (w przeciwieństwie do ziemskiego w kształcie kropli). Siła odśrodkowa działająca na współbieżną plazmę z jednej strony i ciśnienie termiczne gorącej plazmy z drugiej rozciągają linie sił, tworząc w odległości 20 RJ strukturę przypominającą cienki naleśnik, zwany też magnetodyskiem . Ma delikatną strukturę prądu w pobliżu równika magnetycznego.
Wokół Jowisza, podobnie jak wokół większości planet Układu Słonecznego, znajduje się magnetosfera - obszar, w którym zachowanie naładowanych cząstek, plazmy, determinowane jest przez pole magnetyczne. Dla Jowisza źródłami takich cząstek są wiatr słoneczny i Io. Popiół wulkaniczny wyrzucany przez wulkany Io jest jonizowany przez słoneczne promieniowanie ultrafioletowe. Tak powstają jony siarki i tlenu: S+, O+, S2+ i O2+. Cząstki te opuszczają atmosferę satelity, ale pozostają na orbicie wokół niej, tworząc torus. Ten torus został odkryty przez sondę Voyager 1; leży w płaszczyźnie równika Jowisza i ma promień 1 RJ w przekroju poprzecznym oraz promień od środka (w tym przypadku od środka Jowisza) do tworzącej 5,9 RJ. To on zasadniczo zmienia dynamikę magnetosfery Jowisza.
Magnetosfera Jowisza. Uwięzione magnetycznie jony wiatru słonecznego zaznaczono na schemacie na czerwono, neutralny pas gazu wulkanicznego na Io na zielono, a pas neutralnego gazu na Europie na niebiesko. ENA to neutralne atomy. Według sondy Cassini, uzyskanej na początku 2001 roku.
Nadciągający wiatr słoneczny jest równoważony ciśnieniem pola magnetycznego w odległości 50-100 promieni planetarnych, bez wpływu Io odległość ta nie byłaby większa niż 42 RJ. Po stronie nocnej rozciąga się poza orbitę Saturna, osiągając długość 650 milionów km lub więcej. Elektrony przyspieszone w magnetosferze Jowisza docierają do Ziemi. Gdyby magnetosferę Jowisza można było zobaczyć z powierzchni Ziemi, wówczas jej wymiary kątowe przekraczałyby wymiary Księżyca.
pasy promieniowania
Jowisz ma potężne pasy promieniowania. Zbliżając się do Jowisza, Galileusz otrzymał dawkę promieniowania 25 razy większą niż dawka śmiertelna dla człowieka. Emisja radiowa z pasa promieniowania Jowisza została po raz pierwszy odkryta w 1955 roku. Emisja radiowa ma charakter synchrotronowy. Elektrony w pasach promieniowania mają ogromną energię około 20 MeV, podczas gdy sonda Cassini odkryła, że gęstość elektronów w pasach promieniowania Jowisza jest mniejsza niż oczekiwano. Przepływ elektronów w pasach promieniowania Jowisza może stanowić poważne zagrożenie dla statków kosmicznych ze względu na wysokie ryzyko uszkodzenia sprzętu przez promieniowanie. Ogólnie rzecz biorąc, emisja radiowa Jowisza nie jest ściśle jednolita i stała - zarówno w czasie, jak iw częstotliwości. Średnia częstotliwość takiego promieniowania to według badań około 20 MHz, a cały zakres częstotliwości to od 5-10 do 39,5 MHz.
Jowisz otoczony jest jonosferą o długości 3000 km.
Zorze polarne na Jowiszu
Wzór zorzy Jowisza przedstawiający główny pierścień, zorze polarne i plamy słoneczne wynikające z interakcji z naturalnymi księżycami Jowisza.
Jowisz pokazuje jasne, stabilne zorze polarne wokół obu biegunów. W przeciwieństwie do tych na Ziemi, które pojawiają się w okresach zwiększonej aktywności słonecznej, zorze na Jowiszu są stałe, chociaż ich intensywność zmienia się z dnia na dzień. Składają się z trzech głównych elementów: główny i najjaśniejszy region jest stosunkowo mały (mniej niż 1000 km szerokości), znajduje się około 16 ° od biegunów magnetycznych; gorące punkty - ślady linii pola magnetycznego łączących jonosfery satelitów z jonosferą Jowisza oraz obszary krótkookresowej emisji zlokalizowane wewnątrz głównego pierścienia. Emisje zorzy zostały wykryte w prawie wszystkich częściach widma elektromagnetycznego, od fal radiowych po promieniowanie rentgenowskie (do 3 keV), ale są najjaśniejsze w średniej podczerwieni (długość fali 3-4 µm i 7-14 µm) i głębokiej ultrafioletowy obszar widma (fale o długości 80-180 nm).
Położenie głównych pierścieni zorzy polarnej jest stabilne, podobnie jak ich kształt. Jednak ich promieniowanie jest silnie modulowane przez ciśnienie wiatru słonecznego – im silniejszy wiatr, tym słabsze zorze. Stabilność zorzy polarnej jest utrzymywana przez duży napływ elektronów przyspieszonych z powodu różnicy potencjałów między jonosferą a magnetodyskiem. Te elektrony generują prąd, który utrzymuje synchronizację obrotów w magnetodysku. Energia tych elektronów wynosi 10 - 100 keV; wnikając głęboko w atmosferę, jonizują i wzbudzają wodór cząsteczkowy, powodując promieniowanie ultrafioletowe. Ponadto podgrzewają jonosferę, co wyjaśnia silne promieniowanie podczerwone zórz polarnych i częściowo ogrzewanie termosfery.
Gorące punkty są powiązane z trzema księżycami Galileusza: Io, Europa i Ganimedes. Powstają, ponieważ obracająca się plazma zwalnia w pobliżu satelitów. Najjaśniejsze plamy należą do Io, ponieważ ten satelita jest głównym dostawcą plazmy, plamy Europy i Ganimedesa są znacznie słabsze. Uważa się, że jasne plamy w głównych pierścieniach, które pojawiają się od czasu do czasu, są związane z interakcją magnetosfery i wiatru słonecznego.
duża plamka rentgenowska
Połączone zdjęcie Jowisza z teleskopu Hubble'a iz teleskopu rentgenowskiego Chandra - luty 2007
W grudniu 2000 roku Teleskop Orbitalny Chandra odkrył źródło pulsującego promieniowania rentgenowskiego na biegunach Jowisza (głównie na biegunie północnym), zwane Wielką Plamą X. Przyczyny tego promieniowania wciąż pozostają tajemnicą.
Modele powstawania i ewolucji
Znaczący wkład w nasze zrozumienie powstawania i ewolucji gwiazd wnoszą obserwacje egzoplanet. Tak więc z ich pomocą ustalono cechy wspólne dla wszystkich planet, takich jak Jowisz:
Powstają one jeszcze przed momentem rozproszenia dysku protoplanetarnego.
Akrecja odgrywa znaczącą rolę w formacji.
Wzbogacenie w ciężkie pierwiastki chemiczne dzięki planetozymalom.
Istnieją dwie główne hipotezy wyjaśniające procesy powstania i powstawania Jowisza.
Zgodnie z pierwszą hipotezą, zwaną hipotezą „kontrakcji”, względne podobieństwo składu chemicznego Jowisza i Słońca (duża proporcja wodoru i helu) tłumaczy się tym, że podczas formowania się planet we wczesnych stadiach rozwoju Układu Słonecznego, w dysku gazowo-pyłowym utworzyły się masywne „kępy”, z których powstały planety, czyli słońce i planety powstały w podobny sposób. To prawda, że ta hipoteza nadal nie wyjaśnia istniejących różnic w składzie chemicznym planet: na przykład Saturn zawiera więcej ciężkich pierwiastków chemicznych niż Jowisz, a ten z kolei jest większy niż Słońce. Planety skaliste zasadniczo różnią się składem chemicznym od planet olbrzymów.
Druga hipoteza (hipoteza „akrecji”) głosi, że proces formowania się Jowisza, podobnie jak Saturna, przebiegał dwuetapowo. Po pierwsze, przez kilkadziesiąt milionów lat trwał proces powstawania stałych, gęstych ciał, takich jak planety z grupy ziemskiej. Potem rozpoczął się drugi etap, kiedy przez kilkaset tysięcy lat trwał proces akrecji gazu z pierwotnego obłoku protoplanetarnego na te ciała, które do tego czasu osiągnęły masę kilku mas Ziemi.
Już na pierwszym etapie część gazu rozproszyła się z rejonu Jowisza i Saturna, co doprowadziło do pewnych różnic w składzie chemicznym tych planet i Słońca. W drugim etapie temperatura zewnętrznych warstw Jowisza i Saturna osiągnęła odpowiednio 5000°C i 2000°C. Uran i Neptun osiągnęły masę krytyczną potrzebną do rozpoczęcia akrecji znacznie później, co wpłynęło zarówno na ich masy, jak i skład chemiczny.
W 2004 roku Katharina Lodders z University of Washington postawiła hipotezę, że jądro Jowisza składa się głównie z pewnego rodzaju materii organicznej o zdolnościach adhezyjnych, co z kolei w dużym stopniu wpłynęło na wychwytywanie materii z otaczającego obszaru przestrzeni kosmicznej przez jądro. Powstały rdzeń kamiennej smoły „przechwycił” gaz z mgławicy słonecznej swoją grawitacją, tworząc współczesnego Jowisza. Pomysł ten pasuje do drugiej hipotezy o pochodzeniu Jowisza przez akrecję.
Satelity i pierścienie
Duże satelity Jowisza: Io, Europa, Ganimedes i Kallisto oraz ich powierzchnie.
Księżyce Jowisza: Io, Europa, Ganimedes i Kallisto
Od stycznia 2012 roku Jowisz ma 67 znanych księżyców, najwięcej w Układzie Słonecznym. Szacuje się, że satelitów może być co najmniej sto. Satelity otrzymują głównie imiona różnych postaci mitycznych, w ten czy inny sposób związanych z Zeusem-Jowiszem. Satelity są podzielone na dwie duże grupy - wewnętrzne (8 satelitów, satelity wewnętrzne Galileusza i nie-Galileusza) oraz zewnętrzne (55 satelitów, również podzielonych na dwie grupy) - w sumie uzyskuje się 4 "odmiany". Cztery największe satelity - Io, Europa, Ganimedes i Kallisto - odkrył już w 1610 roku Galileo Galilei]. Odkrycie satelitów Jowisza posłużyło jako pierwszy poważny argument merytoryczny przemawiający za systemem heliocentrycznym Kopernika.
Europa
Najbardziej interesująca jest Europa, która ma globalny ocean, w którym obecność życia nie jest wykluczona. Specjalne badania wykazały, że ocean rozciąga się na głębokość 90 km, a jego objętość przekracza objętość ziemskich oceanów. Powierzchnia Europy jest usiana uskokami i pęknięciami, które powstały w skorupie lodowej satelity. Sugerowano, że źródłem ciepła dla Europy jest sam ocean, a nie rdzeń satelity. Istnienie oceanu pod lodem zakłada się również na Kallisto i Ganimedesie. Opierając się na założeniu, że tlen może przedostać się do oceanu subglacjalnego za 1-2 miliardy lat, naukowcy teoretycznie zakładają istnienie życia na satelicie. Zawartość tlenu w oceanach Europy jest wystarczająca do istnienia nie tylko jednokomórkowych form życia, ale także większych. Ten satelita zajmuje drugie miejsce pod względem możliwości życia po Enceladusie.
I o
Io jest interesujące ze względu na obecność potężnych aktywnych wulkanów; powierzchnia satelity jest zalana produktami aktywności wulkanicznej. Fotografie wykonane przez sondy kosmiczne pokazują, że powierzchnia Io jest jasnożółta z brązowymi, czerwonymi i ciemnożółtymi plamami. Plamy te są produktem erupcji wulkanów Io i składają się głównie z siarki i jej związków; Kolor erupcji zależy od ich temperatury.
[edytuj] Ganimedes
Ganimedes jest największym satelitą nie tylko Jowisza, ale ogólnie w Układzie Słonecznym spośród wszystkich satelitów planet. Ganimedes i Kallisto pokryte są licznymi kraterami, na Kallisto wiele z nich jest otoczonych pęknięciami.
Kalisto
Uważa się również, że Callisto ma ocean pod powierzchnią księżyca; pośrednio wskazuje na to pole magnetyczne Callisto, które może być generowane przez obecność prądów elektrycznych w słonej wodzie wewnątrz satelity. Na korzyść tej hipotezy przemawia również fakt, że pole magnetyczne Kallisto zmienia się w zależności od jego orientacji względem pola magnetycznego Jowisza, to znaczy pod powierzchnią tego satelity znajduje się wysoce przewodząca ciecz.
Porównanie rozmiarów satelitów Galileusza z Ziemią i Księżycem
Cechy satelitów Galileusza
Wszystkie duże satelity Jowisza obracają się synchronicznie i zawsze są zwrócone w stronę Jowisza tą samą stroną ze względu na wpływ potężnych sił pływowych gigantycznej planety. W tym samym czasie Ganimedes, Europa i Io są ze sobą w rezonansie orbitalnym. Ponadto wśród satelitów Jowisza istnieje pewien wzór: im dalej satelita znajduje się od planety, tym mniejsza jest jego gęstość (Io ma 3,53 g/cm2, Europa ma 2,99 g/cm2, Ganimedes ma 1,94 g/cm2, Kallisto ma 1,83 g/cm2). Zależy to od ilości wody na satelicie: na Io jest praktycznie nieobecna, na Europie - 8%, na Ganimedesie i Kallisto - do połowy ich masy.
Mniejsze księżyce Jowisza
Pozostałe satelity są znacznie mniejsze i mają nieregularne kształty skalistych ciał. Wśród nich są tacy, którzy odwracają się w przeciwnym kierunku. Spośród małych satelitów Jowisza Amalthea jest przedmiotem szczególnego zainteresowania naukowców: przypuszcza się, że znajduje się w niej system pustych przestrzeni, który powstał w wyniku katastrofy, która miała miejsce w odległej przeszłości - w wyniku bombardowania meteorytem Amalthea rozpadł się na części, które następnie ponownie połączyły się pod wpływem wzajemnej grawitacji, ale nigdy nie stały się pojedynczym monolitycznym ciałem.
Metis i Adrastea to najbliższe Jowiszowi księżyce o średnicach odpowiednio około 40 i 20 km. Poruszają się wzdłuż krawędzi głównego pierścienia Jowisza po orbicie o promieniu 128 tys. km, dokonując rewolucji wokół Jowisza w 7 godzin i będąc najszybszymi satelitami Jowisza.
Całkowita średnica całego systemu satelitarnego Jowisza wynosi 24 miliony km. Co więcej, przyjmuje się, że Jowisz miał w przeszłości jeszcze więcej satelitów, ale część z nich spadła na planetę pod wpływem jej potężnej grawitacji.
Satelity z odwrotną rotacją wokół Jowisza
Satelity Jowisza, których nazwy kończą się na „e” - Karma, Sinop, Ananke, Pasiphe i inne (patrz grupa Ananke, grupa Karme, grupa Pasiphe) - krążą wokół planety w przeciwnym kierunku (ruch wsteczny) i według naukowców, powstały nie razem z Jowiszem, ale zostały przez niego później schwytane. Satelita Neptuna, Tryton, ma podobną właściwość.
Tymczasowe księżyce Jowisza
Niektóre komety są tymczasowymi księżycami Jowisza. W szczególności kometa Kushida - Muramatsu (angielski) rosyjski. w okresie od 1949 do 1961 r. był satelitą Jowisza, który w tym czasie dokonał dwóch obrotów wokół planety. Oprócz tego obiektu znane są również co najmniej 4 tymczasowe księżyce gigantycznej planety.
Pierścienie Jowisza
Pierścienie Jowisza (schemat).
Jowisz ma słabe pierścienie odkryte podczas przejścia sondy Voyager 1 przez Jowisza w 1979 roku. Obecność pierścieni założył już w 1960 roku radziecki astronom Siergiej Wsechswiacki, opierając się na badaniach odległych punktów orbit niektórych komet, Wsechswiacki doszedł do wniosku, że komety te mogą pochodzić z pierścienia Jowisza i zasugerował, że pierścień powstał w wyniku aktywności wulkanicznej satelitów Jowisza (wulkany na Io odkryto dwie dekady później).
Pierścienie są optycznie cienkie, ich grubość optyczna wynosi ~10-6, a albedo cząstki wynosi tylko 1,5%. Jednak nadal można je obserwować: przy kątach fazowych bliskich 180 stopni (patrząc „pod światło”) jasność pierścieni wzrasta około 100-krotnie, a ciemna nocna strona Jowisza nie pozostawia światła. W sumie są trzy pierścienie: jeden główny, „pająk” i aureola.
Zdjęcie pierścieni Jowisza wykonane przez Galileusza w bezpośrednim świetle rozproszonym.
Główny pierścień rozciąga się od 122 500 do 129 230 km od centrum Jowisza. Wewnątrz główny pierścień przechodzi w toroidalne halo, a na zewnątrz styka się z pajęczynówką. Obserwowane do przodu rozpraszanie promieniowania w zakresie optycznym jest charakterystyczne dla mikronowych cząstek pyłu. Jednak pył w pobliżu Jowisza podlega silnym perturbacjom niegrawitacyjnym, z tego powodu czas życia cząstek pyłu wynosi 103 ± 1 rok. Oznacza to, że musi istnieć źródło tych cząstek pyłu. Do roli takich źródeł nadają się dwa małe satelity leżące wewnątrz głównego pierścienia, Metis i Adrastea. Zderzając się z meteoroidami, generują rój mikrocząstek, które następnie rozprzestrzeniają się po orbicie wokół Jowisza. Obserwacje pierścieni pajęczyny ujawniły dwa oddzielne pasy materii pochodzące z orbit Teb i Amaltei. Struktura tych pasów przypomina strukturę zodiakalnych kompleksów pyłowych.
Asteroidy trojańskie
Planetoidy trojańskie – grupa planetoid znajdujących się w rejonie punktów Lagrange'a L4 i L5 Jowisza. Asteroidy są w rezonansie 1:1 z Jowiszem i poruszają się wraz z nim po orbicie wokół Słońca. Jednocześnie istnieje tradycja nazywania obiektów znajdujących się w pobliżu punktu L4 imionami greckich bohaterów, aw pobliżu L5 - trojańskimi. Łącznie według stanu na czerwiec 2010 r. otwarto 1583 tego typu placówek.
Istnieją dwie teorie wyjaśniające pochodzenie trojanów. Pierwsza twierdzi, że powstały one w końcowej fazie formowania się Jowisza (rozważany jest wariant akrecyjny). Wraz z materią schwytano planetozymale, na których również nastąpiła akrecja, a ponieważ mechanizm zadziałał, połowa z nich trafiła w pułapkę grawitacyjną. Wadą tej teorii jest to, że liczba obiektów, które powstały w ten sposób, jest o cztery rzędy wielkości większa niż obserwowana i mają one znacznie większe nachylenie orbity.
Druga teoria jest dynamiczna. 300-500 milionów lat po utworzeniu Układu Słonecznego Jowisz i Saturn przeszli przez rezonans 1:2. Doprowadziło to do restrukturyzacji orbit: Neptun, Pluton i Saturn zwiększyły promień orbity, a Jowisz zmniejszył się. Wpłynęło to na stabilność grawitacyjną pasa Kuipera, a niektóre zamieszkujące go asteroidy przesunęły się na orbitę Jowisza. W tym samym czasie wszystkie oryginalne trojany, jeśli takie istniały, zostały zniszczone.
Dalsze losy trojanów nie są znane. Seria słabych rezonansów Jowisza i Saturna spowoduje, że będą się poruszać chaotycznie, ale jaka to będzie siła chaotycznego ruchu i czy zostaną wyrzucone z obecnej orbity, trudno powiedzieć. Ponadto wzajemne kolizje powoli, ale zdecydowanie zmniejszają liczbę trojanów. Niektóre fragmenty mogą stać się satelitami, a niektóre kometami.
Zderzenia ciał niebieskich z Jowiszem
Kometa Shoemaker-Levy
Ślad jednego ze szczątków komety Shoemaker-Levy, zdjęcie z teleskopu Hubble'a, lipiec 1994.
Główny artykuł: Kometa Shoemaker-Levy 9
W lipcu 1992 roku kometa zbliżyła się do Jowisza. Przeszedł w odległości około 15 tysięcy kilometrów od górnej granicy chmur, a potężny efekt grawitacyjny gigantycznej planety rozerwał jej rdzeń na 17 dużych części. Ten rój komet został odkryty w Obserwatorium Mount Palomar przez Carolyn i Eugene'a Shoemakerów oraz astronoma-amatora Davida Levy'ego. W 1994 roku, podczas kolejnego podejścia do Jowisza, wszystkie fragmenty komety zderzyły się z atmosferą planety z ogromną prędkością - około 64 kilometrów na sekundę. Ten wspaniały kosmiczny kataklizm obserwowano zarówno z Ziemi, jak i za pomocą środków kosmicznych, w szczególności za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a, satelity IUE i międzyplanetarnej stacji kosmicznej Galileo. Spadkowi jąder towarzyszyły rozbłyski promieniowania w szerokim zakresie widmowym, generowanie emisji gazów i powstawanie długowiecznych wirów, zmiana pasów promieniowania Jowisza i pojawienie się zórz polarnych oraz spadek jasności Jowisza Torus plazmy Io w zakresie ekstremalnego ultrafioletu.
Inne upadki
19 lipca 2009 roku wspomniany astronom-amator Anthony Wesley odkrył ciemną plamę w pobliżu bieguna południowego Jowisza. Później odkrycie to zostało potwierdzone w Obserwatorium Kecka na Hawajach. Analiza uzyskanych danych wykazała, że najbardziej prawdopodobnym ciałem, które wpadło w atmosferę Jowisza, była kamienna asteroida.
3 czerwca 2010 roku o godzinie 20:31 UT dwóch niezależnych obserwatorów - Anthony Wesley (inż. Anthony Wesley, Australia) i Christopher Go (inż. Christopher Go, Filipiny) - sfilmowało błysk nad atmosferą Jowisza, co najprawdopodobniej upadek nowego, nieznanego wcześniej ciała Jowisza. Dzień po tym wydarzeniu w atmosferze Jowisza nie znaleziono żadnych nowych ciemnych plam. Obserwacje zostały już wykonane za pomocą największych hawajskich instrumentów (Gemini, Keck i IRTF), a planowane są obserwacje za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a. 16 czerwca 2010 r. NASA opublikowała komunikat prasowy, w którym stwierdziła, że zdjęcia wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a 7 czerwca 2010 r. (4 dni po wykryciu wybuchu) nie wykazały żadnych oznak spadania w górne warstwy atmosfery Jowisza.
W dniu 20 sierpnia 2010 r. o godzinie 18:21:56 IST nastąpił wybuch nad pokrywą chmur Jowisza, który został wykryty przez japońskiego astronoma-amatora Masayuki Tachikawę z prefektury Kumamoto na nagranym przez niego filmie. Dzień po ogłoszeniu tego wydarzenia znaleziono potwierdzenie od niezależnego obserwatora Aoki Kazuo (Aoki Kazuo) - astronoma-amatora z Tokio. Przypuszczalnie może to być upadek asteroidy lub komety w atmosferę gigantycznej planety.
W przestrzeni kosmicznej obiekty znajdują się w dużych odległościach od siebie. Jaka jest odległość od Ziemi do Jowisza?
Współcześni astronomowie muszą dokładnie znać takie fakty, aby obliczyć prawidłowy tor lotu sond badawczych. są niezwykle ważne dla naukowców i stale znajdują się w centrum uwagi.
Ludzkość wystrzeliła daleko od pierwszej stacji naukowej do nich. Obok giganta przeleciały między innymi Voyagery, stacja Cassini i aparat badawczy Galileo.
Jednak każdy z nich latał w innym czasie i nie chodzi tylko o naukowe odkrycia inżynierii.
orbity planetarne
Wszystkie planety w naszym systemie nie poruszają się po równym okręgu, ale po wydłużonej elipsie. Oznacza to, że w niektórych momentach obiekt zbliża się do Słońca jak najbliżej, a wręcz przeciwnie, oddala się od niego.
Najbliższy punkt nazywa się peryhelium, najdalszy punkt nazywa się aphelium. Średnia odległość Ziemi od Jowisza wynosi około 778,5 miliona km. Jak to jest obliczane.
Najmniejsza odległość między obiektami występuje w momencie, gdy ustawiają się one po jednej stronie Słońca (588,5 miliona kilometrów, czyli prawie 4 jednostki astronomiczne). Naukowcy nazywają to zjawisko wielką konfrontacją. Nasz dom w tym interwale znajduje się w aphelium, a gazowy gigant w peryhelium. Można go zaobserwować tylko raz na dwanaście lat. Wtedy odległość od Ziemi do Jowisza zmniejsza się do minimum.
Ale kiedy obie planety ustawiają się w linii i znajdują się po przeciwnych stronach gwiazdy, rozchodzą się o 968,5 miliona km (6,46 jednostek astronomicznych).
Jeśli weźmiesz średnią z tych dwóch liczb, uzyskasz pożądany wynik. Dotarcie do celu zajmie ludzkim wynalazkom od 18 miesięcy do 6 lat. Wszystko zależy od położenia planet względem Słońca i siebie nawzajem.
Pokonywanie ścieżki
Dlatego nie każdy moment sprzyja uruchamianiu nowych urządzeń naukowych. Każdy czynnik wpływający na takie zdarzenie powinien być dokładnie skalibrowany i zważony.
13 marca 1781 roku angielski astronom William Herschel odkrył siódmą planetę w Układzie Słonecznym – Uran. A 13 marca 1930 roku amerykański astronom Clyde Tombaugh odkrył dziewiątą planetę w Układzie Słonecznym - Plutona. Na początku XXI wieku uważano, że Układ Słoneczny obejmuje dziewięć planet. Jednak w 2006 roku Międzynarodowa Unia Astronomiczna postanowiła pozbawić Plutona tego statusu.
Znanych jest już 60 naturalnych satelitów Saturna, z których większość została odkryta za pomocą statku kosmicznego. Większość satelitów składa się ze skał i lodu. Największy satelita, Tytan, odkryty w 1655 roku przez Christiana Huygensa, jest większy niż planeta Merkury. Średnica Tytana wynosi około 5200 km. Tytan okrąża Saturna co 16 dni. Tytan jest jedynym satelitą, który ma bardzo gęstą atmosferę, 1,5 razy większą od ziemskiej i składającą się głównie z 90% azotu z umiarkowaną ilością metanu.
Międzynarodowa Unia Astronomiczna oficjalnie uznała Plutona za planetę w maju 1930 roku. W tamtym momencie zakładano, że jego masa jest porównywalna z masą Ziemi, ale później okazało się, że masa Plutona jest prawie 500 razy mniejsza od masy Ziemi, a nawet mniejsza od masy Księżyca. Masa Plutona wynosi 1,2 razy 1022 kg (0,22 masy Ziemi). Średnia odległość Plutona od Słońca wynosi 39,44 AU. (5,9 na 10 do 12 km km), promień wynosi około 1,65 tys. km. Okres obiegu wokół Słońca wynosi 248,6 lat, okres obrotu wokół własnej osi wynosi 6,4 dnia. Skład Plutona podobno obejmuje skały i lód; planeta ma cienką atmosferę złożoną z azotu, metanu i tlenku węgla. Pluton ma trzy księżyce: Charona, Hydrę i Nyks.
Pod koniec XX i na początku XXI wieku w zewnętrznym Układzie Słonecznym odkryto wiele obiektów. Stało się jasne, że Pluton jest tylko jednym z największych znanych dotychczas obiektów pasa Kuipera. Co więcej, co najmniej jeden z obiektów pasa - Eris - jest większym ciałem niż Pluton i o 27% cięższym od niego. W związku z tym powstał pomysł, aby nie uważać już Plutona za planetę. 24 sierpnia 2006 roku na XXVI Zgromadzeniu Ogólnym Międzynarodowej Unii Astronomicznej (IAU) postanowiono odtąd nazywać Plutona nie „planetą”, ale „planetą karłowatą”.
Na konferencji opracowano nową definicję planety, zgodnie z którą za planety uważa się ciała krążące wokół gwiazdy (same niebędące gwiazdą), posiadające kształt równowagi hydrostatycznej i „oczyszczające” obszar w obszarze swoją orbitę od innych, mniejszych obiektów. Planety karłowate będą uważane za obiekty, które krążą wokół gwiazdy, mają kształt równowagi hydrostatycznej, ale nie „oczyściły” pobliskiej przestrzeni i nie są satelitami. Planety i planety karłowate to dwie różne klasy obiektów Układu Słonecznego. Wszystkie inne obiekty krążące wokół Słońca i niebędące satelitami będą nazywane małymi ciałami Układu Słonecznego.
Tak więc od 2006 roku w Układzie Słonecznym jest osiem planet: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran, Neptun. Pięć planet karłowatych jest oficjalnie uznanych przez Międzynarodową Unię Astronomiczną: Ceres, Pluton, Haumea, Makemake i Eris.
11 czerwca 2008 r. IAU ogłosiła wprowadzenie pojęcia „plutoid”. Zdecydowano się nazwać plutoidy ciałami niebieskimi, które krążą wokół Słońca po orbicie o promieniu większym niż promień orbity Neptuna, których masa jest wystarczająca, aby siły grawitacyjne nadały im niemal kulisty kształt i które nie oczyszczają przestrzeni wokół ich orbity (to znaczy wokół nich krąży wiele małych obiektów).
Ponieważ nadal trudno jest określić kształt, a tym samym stosunek do klasy planet karłowatych dla tak odległych obiektów jak plutoidy, naukowcy zalecili tymczasowe przypisanie do plutoidów wszystkich obiektów, których bezwzględna wielkość asteroidy (jasność z odległości jednej jednostki astronomicznej) jest jaśniejsza niż +1. Jeśli później okaże się, że obiekt przypisany do plutoidów nie jest planetą karłowatą, zostanie pozbawiony tego statusu, choć przypisana nazwa zostanie pozostawiona. Planety karłowate Pluton i Eris zostały sklasyfikowane jako plutoidy. W lipcu 2008 Makemake znalazło się w tej kategorii. W dniu 17 września 2008 r. Haumea została dodana do listy.
Materiał został przygotowany na podstawie informacji z otwartych źródeł
Kiedy ktoś wybiera się własnym samochodem do nieznanego miasta, pierwszą rzeczą, którą musi zrobić, to dowiedzieć się, jaka jest do niego odległość, aby oszacować czas podróży i zaopatrzyć się w benzynę. Droga przebyta na drodze nie będzie zależała od tego, czy wyruszysz w drogę rano czy wieczorem, dziś czy za kilka miesięcy. Z podróżami kosmicznymi sytuacja jest nieco bardziej skomplikowana i odległość do Jowisza, zmierzona wczoraj, za sześć miesięcy będzie półtora raza większa, a potem znów zacznie się zmniejszać. Na Ziemi podróż do miasta, które samo w sobie jest w ciągłym ruchu, byłoby bardzo niewygodne.
Średnia odległość naszej planety od gazowego giganta wynosi 778,57 mln km, ale liczba ta jest mniej więcej tak samo istotna jak informacja o średniej temperaturze w szpitalu. Faktem jest, że obie planety poruszają się wokół Słońca (a dokładniej wokół środka masy Układu Słonecznego) po orbitach eliptycznych iz różnymi okresami obrotu. Dla Ziemi jest to jeden rok, a dla Jowisza prawie 12 lat (11,86 roku). Minimalna możliwa odległość między nimi to 588,5 mln km, a maksymalna to 968,6 mln km. Planety niejako poruszają się na huśtawce, to się zbliżają, to oddalają.
Ziemia porusza się z większą prędkością orbitalną niż Jowisz: 29,78 km/s w porównaniu z 13,07 km/s, i znajduje się znacznie bliżej centrum Układu Słonecznego, a zatem dogania go co 398,9 dni, zbliżając się. Biorąc pod uwagę eliptyczność trajektorii ruchu, istnieją punkty w przestrzeni kosmicznej, w których odległość między planetami staje się prawie minimalna. Dla pary Ziemia-Jowisz okres czasu, po którym regularnie zbliżają się do siebie w ten sposób, wynosi około 12 lat.
Świetne konfrontacje
Takie momenty są zwykle nazywane datami wielkich konfrontacji. W dzisiejszych czasach Jowisz przewyższa swoją jasnością wszystkie ciała niebieskie na rozgwieżdżonym niebie, zbliżając się do blasku Wenus, a za pomocą małego teleskopu lub lornetki możliwe staje się obserwowanie nie tylko samej planety, ale nawet jej satelitów. Dlatego astronomowie i po prostu koneserzy piękna gwiaździstego nieba nie mogą się doczekać konfrontacji, aby przyjrzeć się bliżej odległemu i mało zbadanemu ciału kosmicznemu, a być może nawet odkryć coś nieznanego dotąd nauce.
Kolejna niepowtarzalna okazja obserwacji Jowisza w warunkach najbardziej komfortowych dla ziemskiego obserwatora nadarzy się w ostatnich dziesięciu dniach września 2022 roku. W takich momentach na powierzchni planety za pomocą małego teleskopu można wyraźnie zobaczyć słynną Czerwoną Plamę, paski na dysku ciała niebieskiego, różne wiry w nich płynące i wiele więcej. Każdy, kto choć raz w życiu spojrzał przez teleskop na tę intrygującą świadomość planetę, będzie do tego dążył wielokrotnie.
Wylot później, aby przybyć wcześniej
Wewnątrz Wielkiej Czerwonej Plamy
Znając kinematykę planet i planowaną prędkość statku kosmicznego, można wybrać optymalny termin wystrzelenia rakiety nośnej, aby jak najszybciej polecieć na Jowisza, wydając na niego mniej paliwa. Mówiąc ściślej, to nie stacja międzyplanetarna leci do ciała niebieskiego, ale we dwoje ruszają w miejsce spotkania, tylko trasa planety nie zmienia się od tysiącleci, a trajektorię samolotu można wybrać. Istnieją opcje, kiedy urządzenie, które wystartowało później, będzie mogło wcześniej dotrzeć do celu, dlatego aby je zrealizować, dążą do zbudowania rakiety w terminie odpowiednim do wystrzelenia. Są momenty, kiedy bardziej opłaca się lecieć dłużej, ale potem korzystać z „darmowego” źródła energii podczas przyspieszania i manewrów – przyciągania grawitacyjnego innych planet.
Eksploracja planety
W badaniach Jowisza wzięło już udział osiem misji kosmicznych, a dziewiąta, Juno, jest w toku. Data rozpoczęcia każdego z nich została wybrana z uwzględnieniem wybranej trasy.
Tak więc stacja orbitalna Galileo, zanim stała się sztucznym satelitą Jowisza, spędziła ponad sześć lat w drodze, ale udało jej się odwiedzić Wenus i kilka asteroid, a także dwukrotnie przeleciała obok Ziemi.
Ale statek kosmiczny „New Horizons” dotarł do gazowego giganta w zaledwie 13 miesięcy, ponieważ jego główny cel jest znacznie dalej - to Pluton i pas Kuipera.
> > > Jak długo lecieć na Jowisza
Ile trwa lot z Ziemi na Jowisza?: odległość do Słońca i Ziemi, obrót na orbicie eliptycznej, starty statków kosmicznych Voyager i Juno ze zdjęciem.
Wiemy, że Jowisz jest największą planetą w Układzie Słonecznym. Nos jak długo lecieć na Jowisza? A co na to wpływa?
Ze względu na skalę trudno przeoczyć gazowego giganta. Już sama planeta jest interesująca ze względu na warunki pogodowe i satelity zdolne do posiadania podpowierzchniowych oceanów. Są to więc najlepsze miejsca do poszukiwania życia.
A jednak nie przygotowujemy jeszcze misji z udziałem ludzi, a mówimy tylko o locie na Marsa. Faktem jest, że Jowisz jest zbyt daleko. Ile? Zobaczmy, ile lat statek kosmiczny leciał na Jowisza.
Pioneer 10 jako pierwszy odleciał w 1972 roku. Spędził 640 dni, ale wybrał trasę, która pozwoliła mu zbadać układ zewnętrzny, oddalając się od samej planety o 130 000 km. Rok później Pioneer 11 poleciał, co zajęło 606 dni. Odległość od Jowisza wynosi 21 000 km.
W 1979 roku Voyager 1 podróżował w 546 dni, podczas gdy Voyager 2 w 688 dni. Średnio okazuje się, że będziesz potrzebować 550-650 dni. Ale jeśli chcesz wejść na orbitę, musisz zwolnić.
Galileo był jedynym na orbicie w 1989 roku. Nie mógł udać się bezpośrednio na planetę, więc wykonał dwa przeloty grawitacyjne przez Ziemię i Wenus i spędził 2242 dni w drodze. To spowolnienie jest ważne, w przeciwnym razie po prostu przegapisz obiekt.
W 2016 roku sonda Juno zbliżyła się do planety, co zajęło 1795 dni. Ale to nie ostatnia wizyta. Nadal interesują nas satelity, więc ESA w 2022 roku może wystrzelić urządzenie, które będzie podróżować... 20 lat!
Głównym celem misji jest Europa, która mogłaby uratować życie w swoim oceanie. Jak długi jest czas lotu? Jeśli po prostu miniesz, to około 600 dni, a jeśli wycelujesz w pozycję orbitalną, to około 2000. Teraz wiesz, ile czasu zajmuje lot z Ziemi na Jowisza.