Z czego składa się planeta Jowisz? Jowisz jest najbardziej masywną planetą

Układ Słoneczny– to 8 planet i ponad 63 ich coraz częściej odkrywanych satelitów, kilkadziesiąt komet i duża liczba asteroid. Wszystkie ciała kosmiczne poruszają się po własnych, wyraźnie ukierunkowanych trajektoriach wokół Słońca, które jest 1000 razy cięższe niż wszystkie ciała Układu Słonecznego razem wzięte. Centrum Układu Słonecznego jest Słońce, gwiazda, wokół której krążą planety. Nie emitują ciepła i nie świecą, a jedynie odbijają światło Słońca. Obecnie w Układzie Słonecznym jest oficjalnie uznanych 8 planet. Wymieńmy je pokrótce według odległości od Słońca. A teraz kilka definicji.

Planeta jest ciałem niebieskim, które musi spełniać cztery warunki:
1. ciało musi obracać się wokół gwiazdy (na przykład wokół Słońca);
2. ciało musi mieć wystarczającą masę, aby mieć kształt kulisty lub zbliżony do niego;
3. w pobliżu orbity ciało nie powinno mieć innych dużych ciał;
4. Ciało nie powinno być gwiazdą

Satelity planet. Układ Słoneczny obejmuje także Księżyc i naturalne satelity innych planet, które mają wszystkie z wyjątkiem Merkurego i Wenus. Znanych jest ponad 60 satelitów. Większość satelitów planet zewnętrznych odkryto po otrzymaniu zdjęć wykonanych przez zautomatyzowaną sondę kosmiczną. Najmniejszy satelita Jowisza, Leda, ma średnicę zaledwie 10 km.

Bardziej podobny do Ziemi pod względem wielkości i jasności. Obserwowanie go jest utrudnione ze względu na otaczające go chmury. Powierzchnia to gorąca skalista pustynia. Okres rewolucji wokół Słońca: 224,7 dni.
Średnica na równiku: 12104 km.
Okres rotacji (obrót wokół osi): 243 dni.
Temperatura powierzchni: 480 stopni (średnia).
Atmosfera: gęsta, głównie dwutlenek węgla.
Ile satelitów: 0.
Główne satelity planety: 0.

Ze względu na podobieństwo do Ziemi wierzono, że istnieje tu życie. Ale statek kosmiczny, który zszedł na powierzchnię Marsa, nie znalazł żadnych oznak życia. To czwarta planeta w kolejności. Okres rewolucji wokół Słońca: 687 dni.
Średnica planety na równiku: 6794 km.
Okres rotacji (obrót wokół osi): 24 godziny 37 minut.
Temperatura powierzchni: –23 stopnie (średnia).
Atmosfera planety: rzadka, składająca się głównie z dwutlenku węgla.
Ile satelitów: 2.
Główne satelity w kolejności: Fobos, Deimos.

Jest to planeta numer 2, największa z planet Układu Słonecznego. Saturn przyciąga uwagę swoim układem pierścieni utworzonym z lodu, skał i pyłu krążących wokół planety. Istnieją trzy główne pierścienie o zewnętrznej średnicy 270 000 km, ale ich grubość wynosi około 30 metrów. Okres rewolucji wokół Słońca: 29 lat 168 dni.
Średnica planety na równiku: 120536 km.
Okres rotacji (obrót wokół osi): 10 godzin 14 minut.
Temperatura powierzchni: –180 stopni (średnia).
Atmosfera: głównie wodór i hel.
Liczba satelitów: 18 (+ pierścienie).
Główne satelity: Tytan.

W tej chwili Neptun jest uważany za ostatnią planetę w Układzie Słonecznym. Jego odkrycie odbyło się poprzez obliczenia matematyczne, a następnie zaobserwowano je przez teleskop. W 1989 roku obok nas przeleciał Voyager 2. Wykonał wspaniałe zdjęcia niebieskiej powierzchni Neptuna i jego największego księżyca, Trytona. Okres rewolucji wokół Słońca: 164 lata 292 dni.
Średnica na równiku: 50538 km.
Okres rotacji (obrót wokół osi): 16 godzin 7 minut.
Temperatura powierzchni: –220 stopni (średnia).
Atmosfera: głównie wodór i hel.
Liczba satelitów: 8.
Główne satelity: Triton.

Jak pojawiły się planety? Około 5–6 miliardów lat temu jeden z obłoków gazu i pyłu w kształcie dysku w naszej dużej Galaktyce (Droga Mleczna) zaczął się kurczyć w kierunku centrum, stopniowo tworząc obecne Słońce. Co więcej, według jednej teorii, pod wpływem potężnych sił przyciągania, duża liczba cząstek pyłu i gazu krążących wokół Słońca zaczęła zlepiać się w kule - tworząc przyszłe planety. Jak głosi inna teoria, chmura gazu i pyłu natychmiast rozpadła się na oddzielne skupiska cząstek, które skompresowały się i stały się gęstsze, tworząc obecne planety. Obecnie wokół Słońca stale krąży 8 planet.

Jowisz, duża czerwona plama tuż poniżej środka.

Jowisz, jak wszystkie olbrzymy, składa się głównie z mieszaniny gazów. Gazowy olbrzym jest 2,5 razy masywniejszy niż wszystkie planety razem wzięte lub 317 razy większy od Ziemi. Istnieje wiele innych interesujących faktów na temat planety i postaramy się je opowiedzieć.

Jowisz z odległości 600 milionów km. z ziemi. Poniżej możecie zobaczyć wpływ asteroidy.

Jak wiadomo, Jowisz jest największy w Układzie Słonecznym i ma 79 satelitów. Kilka sond kosmicznych odwiedziło planetę i badało ją z trajektorii przelotu. A statek kosmiczny Galileo, wchodząc na orbitę, badał go przez kilka lat. Najnowszą z nich była sonda New Horizons. Po minięciu planety sonda uzyskała dodatkowe przyspieszenie i skierowała się w stronę swojego ostatecznego celu – Plutona.

Jowisz ma pierścienie. Nie są tak duże i piękne jak te z Saturna, ponieważ są cieńsze i słabsze. Wielka Czerwona Plama to gigantyczna burza, która szaleje od ponad trzystu lat! Pomimo faktu, że planeta Jowisz jest naprawdę ogromna, nie miała wystarczającej masy, aby stać się pełnoprawną gwiazdą.

Atmosfera

Atmosfera planety jest ogromna, jej skład chemiczny to 90% wodoru i 10% helu. W przeciwieństwie do Ziemi Jowisz jest gazowym olbrzymem i nie ma wyraźnej granicy między swoją atmosferą a resztą planety. Gdybyś mógł zejść do centrum planety, gęstość i temperatura wodoru i helu zaczęłyby się zmieniać. Naukowcy identyfikują warstwy na podstawie tych cech. Warstwy atmosfery w kolejności malejącej od jądra: troposfera, stratosfera, termosfera i egzosfera.

Animacja rotacji atmosfery Jowisza złożona z 58 klatek

Jowisz nie ma stałej powierzchni, dlatego naukowcy definiują pewną konwencjonalną „powierzchnię” jako dolną granicę jego atmosfery w punkcie, w którym ciśnienie wynosi 1 bar. Temperatura atmosfery w tym punkcie, podobnie jak na Ziemi, spada wraz z wysokością, aż osiągnie minimum. Troopauza wyznacza granicę między troposferą a stratosferą - znajduje się około 50 km nad konwencjonalną „powierzchnią” planety.

Stratosfera

Stratosfera wznosi się na wysokość 320 km, a ciśnienie nadal spada wraz ze wzrostem temperatury. Wysokość ta wyznacza granicę między stratosferą a termosferą. Temperatura termosfery wzrasta do 1000 K na wysokości 1000 km.

Wszystkie chmury i burze, które widzimy, znajdują się w dolnej troposferze i powstają z amoniaku, siarkowodoru i wody. Zasadniczo widzialną topografię powierzchni tworzy dolna warstwa chmur. Górna warstwa chmur zawiera lód powstały z amoniaku. Dolne chmury składają się z wodorosiarczku amonu. Woda tworzy chmury pod gęstymi warstwami chmur. Atmosfera stopniowo i płynnie zamienia się w ocean, który przepływa w metaliczny wodór.

Atmosfera planety jest największa w Układzie Słonecznym i składa się głównie z wodoru i helu.

Mieszanina

Jowisz zawiera niewielkie ilości związków, takich jak metan, amoniak, siarkowodór i woda. Ta mieszanina związków chemicznych i pierwiastków przyczynia się do powstawania kolorowych chmur, które możemy obserwować przez teleskopy. Nie można z całą pewnością powiedzieć, jakiego koloru jest Jowisz, ale jest on w przybliżeniu czerwono-biały w paski.

Chmury amoniaku widoczne w atmosferze planety tworzą zbiór równoległych pasów. Ciemne paski nazywane są paskami i przeplatają się z jasnymi, zwanymi strefami. Uważa się, że strefy te składają się z amoniaku. Nie wiadomo jeszcze, co powoduje ciemny kolor pasków.

Świetna czerwona plama

Być może zauważyłeś, że w jej atmosferze znajdują się różne owale i koła, z których największą jest Wielka Czerwona Plama. Są to trąby powietrzne i burze, które szaleją w wyjątkowo niestabilnej atmosferze. Wir może mieć charakter cyklonowy lub antycykloniczny. Wiry cykloniczne zwykle mają centra, w których ciśnienie jest niższe niż na zewnątrz. Antycyklony to te, które mają centra o wyższym ciśnieniu niż na zewnątrz wiru.

Wielka Czerwona Plama na Jowiszu (GRS) to burza atmosferyczna, która szaleje na półkuli południowej od 400 lat. Wielu uważa, że ​​Giovanni Cassini po raz pierwszy zaobserwował ją pod koniec XVII wieku, jednak naukowcy wątpią, czy powstała ona wtedy.

Około 100 lat temu burza ta miała średnicę ponad 40 000 km. Obecnie jego wielkość jest zmniejszana. Przy obecnym tempie spadku, do 2040 r. może on stać się obiegiem zamkniętym. Naukowcy wątpią, czy tak się stanie, ponieważ wpływ pobliskich strumieni odrzutowych może całkowicie zmienić obraz. Nie wiadomo jeszcze, jak długo potrwa zmiana jego wielkości.

Co to jest BKP?

Wielka Czerwona Plama to burza antycykloniczna, która od czasu jej obserwacji zachowała swój kształt przez kilka stuleci. Jest tak ogromny, że można go obserwować nawet za pomocą ziemskich teleskopów. Naukowcy nie odkryli jeszcze, co powoduje jego czerwonawy kolor.

Mała czerwona plama

Kolejną dużą czerwoną plamę odkryto w 2000 roku i od tego czasu stale rośnie. Podobnie jak Wielka Czerwona Plama, jest również antycykloniczna. Ze względu na podobieństwo do BKP, ta czerwona plamka (która nosi oficjalną nazwę Owalna) jest często nazywana „Małą Czerwoną Plamką” lub „Małą Czerwoną Plamką”.

W przeciwieństwie do wirów, które utrzymują się przez długi czas, burze trwają krócej. Wiele z nich może trwać kilka miesięcy, ale średnio trwają 4 dni. Kulminacja występowania burz w atmosferze następuje co 15-17 lat. Burzom, tak jak na Ziemi, towarzyszą błyskawice.

Rotacja BKP

BKP obraca się w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara i wykonuje pełny obrót co sześć ziemskich dni. Okres rotacji plam słonecznych uległ skróceniu. Niektórzy uważają, że jest to wynik jego kompresji. Wiatr na samej krawędzi burzy osiąga prędkość 432 km/h. Plama jest wystarczająco duża, aby pochłonąć trzy Ziemie. Dane w podczerwieni pokazują, że BKP jest chłodniejsze i położone na większej wysokości niż większość innych chmur. Krawędzie burzy wznoszą się około 8 km ponad wierzchołki otaczających chmur. Jego położenie dość często przesuwa się w kierunku wschodnim i zachodnim. Od początku XIX wieku plama przecinała pasy planety co najmniej 10 razy. A prędkość jego dryfu zmieniła się dramatycznie na przestrzeni lat, było to spowodowane południowym pasem równikowym.

Kolor BKP

Zdjęcie Voyagera BKP

Nie wiadomo dokładnie, co powoduje, że Wielka Czerwona Plama ma taki kolor. Najpopularniejsza teoria, potwierdzona eksperymentami laboratoryjnymi, głosi, że za kolor mogą odpowiadać złożone cząsteczki organiczne, takie jak czerwony fosfor czy związki siarki. Kolor BKP jest bardzo zróżnicowany, od prawie ceglastego do jasnoczerwonego i białego. Czerwony obszar środkowy jest o 4 stopnie cieplejszy niż otaczający go obszar, co uważa się za dowód na to, że na kolor wpływają czynniki środowiskowe.

Jak widać czerwona plama jest obiektem dość tajemniczym i będzie przedmiotem poważnych przyszłych badań. Naukowcy mają nadzieję, że uda im się lepiej zrozumieć naszego gigantycznego sąsiada, ponieważ planeta Jowisz i Wielka Czerwona Plama należą do największych tajemnic naszego Układu Słonecznego.

Dlaczego Jowisz nie jest gwiazdą

Brakuje jej masy i ciepła potrzebnych do rozpoczęcia syntezy atomów wodoru w hel, więc nie może stać się gwiazdą. Naukowcy szacują, że Jowisz musiałby zwiększyć swoją obecną masę około 80 razy, aby zapoczątkować syntezę jądrową. Niemniej jednak planeta uwalnia ciepło w wyniku kompresji grawitacyjnej. To zmniejszenie objętości ostatecznie ogrzewa planetę.

Mechanizm Kelvina-Helmholtza

To wytwarzanie ciepła wykraczającego poza to, co pochłania ze Słońca, nazywa się mechanizmem Kelvina-Helmholtza. Mechanizm ten zachodzi, gdy powierzchnia planety ochładza się, powodując spadek ciśnienia i kurczenie się ciała. Kompresja (skurcz) podgrzewa rdzeń. Naukowcy obliczyli, że Jowisz emituje więcej energii, niż otrzymuje od Słońca. Saturn wykazuje ten sam mechanizm ogrzewania, ale nie w takim stopniu. W brązowych karłach występuje również mechanizm Kelvina-Helmholtza. Mechanizm ten został pierwotnie zaproponowany przez Kelvina i Helmholtza w celu wyjaśnienia energii Słońca. Jedną z konsekwencji tego prawa jest to, że Słońce musi posiadać źródło energii, które pozwoli mu świecić przez ponad kilka milionów lat. W tamtym czasie nie znano reakcji jądrowych, dlatego za źródło energii słonecznej uznano kompresję grawitacyjną. Tak było aż do lat trzydziestych XX wieku, kiedy Hans Bethe udowodnił, że energia słoneczna pochodzi z syntezy jądrowej i trwa miliardy lat.

Często zadawanym pytaniem jest, czy Jowisz może w najbliższej przyszłości uzyskać wystarczającą masę, aby stać się gwiazdą. Wszystkie planety, planety karłowate i asteroidy w Układzie Słonecznym nie są w stanie nadać mu wymaganej masy, nawet jeśli pochłonie wszystko w Układzie Słonecznym z wyjątkiem Słońca. Więc nigdy nie zostanie gwiazdą.

Miejmy nadzieję, że misja JUNO, która dotrze na planetę do 2016 roku, dostarczy konkretnych informacji o planecie w większości zagadnień interesujących naukowców.

Waga na Jowiszu

Jeśli martwisz się swoją wagą, pamiętaj, że Jowisz ma znacznie większą masę niż Ziemia, a jego grawitacja jest znacznie silniejsza. Nawiasem mówiąc, na planecie Jowisz siła grawitacji jest 2,528 razy większa niż na Ziemi. Oznacza to, że jeśli na Ziemi ważysz 100 kg, to Twoja waga na gazowym olbrzymie wyniesie 252,8 kg.

Ponieważ jego grawitacja jest tak intensywna, ma sporo księżyców, a dokładniej aż 67, a ich liczba może zmienić się w każdej chwili.

Obrót

Animacja rotacji atmosfery wykonana na podstawie zdjęć Voyagera

Nasz gazowy gigant jest najszybciej wirującą planetą w Układzie Słonecznym, obracającą się raz na 9,9 godziny. W przeciwieństwie do wewnętrznych planet ziemskich, Jowisz jest kulą składającą się prawie wyłącznie z wodoru i helu. W przeciwieństwie do Marsa czy Merkurego nie ma powierzchni, którą można śledzić w celu pomiaru szybkości rotacji, ani kraterów ani gór, które pojawiają się w polu widzenia po pewnym czasie.

Wpływ rotacji na wielkość planety

Szybki obrót prowadzi do różnicy promieni równikowych i biegunowych. Zamiast wyglądać jak kula, szybki obrót planety sprawia, że ​​wygląda jak zgnieciona kula. Wybrzuszenie równika jest widoczne nawet w małych teleskopach amatorskich.

Promień biegunowy planety wynosi 66 800 km, a promień równikowy 71 500 km. Innymi słowy, równikowy promień planety jest o 4700 km większy niż biegunowy.

Charakterystyka rotacyjna

Pomimo tego, że planeta jest kulą gazu, obraca się w różny sposób. Oznacza to, że rotacja zajmuje różną ilość czasu w zależności od tego, gdzie się znajdujesz. Obrót na biegunach trwa o 5 minut dłużej niż na równiku. Dlatego często przytaczany okres rotacji wynoszący 9,9 godziny jest w rzeczywistości średnią dla całej planety.

Systemy odniesienia rotacji

Naukowcy w rzeczywistości używają trzech różnych systemów do obliczania rotacji planety. Pierwszy system dla 10 stopni szerokości geograficznej północnej i południowej od równika to obrót o 9 godzin i 50 minut. Drugi dla szerokości geograficznych na północ i południe od tego regionu, gdzie prędkość obrotowa wynosi 9 godzin 55 minut. Te wskaźniki są mierzone dla konkretnej burzy, która jest widoczna. Trzeci system mierzy prędkość obrotową magnetosfery i jest powszechnie uważany za oficjalną prędkość obrotową.

Grawitacja planety i kometa

W latach 90. grawitacja Jowisza rozerwała kometę Shoemaker-Levy 9, a jej fragmenty spadły na planetę. Po raz pierwszy mieliśmy okazję obserwować zderzenie dwóch ciał pozaziemskich w Układzie Słonecznym. Zapytacie, dlaczego Jowisz przyciągnął kometę Shoemaker-Levy 9?

Kometa nieroztropnie przeleciała blisko olbrzyma, a potężna grawitacja przyciągnęła ją do siebie, ponieważ Jowisz jest najbardziej masywny w Układzie Słonecznym. Planeta przechwyciła kometę około 20-30 lat przed zderzeniem i od tego czasu krąży wokół olbrzyma. W 1992 roku kometa Shoemaker-Levy 9 przekroczyła granicę Roche'a i została rozerwana przez siły pływowe planety. Kometa przypominała sznur pereł, gdy jej fragmenty uderzyły w warstwę chmur planety w dniach 16–22 lipca 1994 r. Fragmenty o wielkości do 2 km dostały się do atmosfery z prędkością 60 km/s. Ta kolizja umożliwiła astronomom dokonanie kilku nowych odkryć na temat planety.

Co było przyczyną zderzenia z planetą

Astronomowie dzięki zderzeniu odkryli w atmosferze kilka substancji chemicznych, które nie były znane przed zderzeniem. Najciekawsze okazały się dwuatomowa siarka i dwusiarczek węgla. To był dopiero drugi przypadek odkrycia dwuatomowej siarki na ciałach niebieskich. To właśnie wtedy na gazowym olbrzymie po raz pierwszy odkryto amoniak i siarkowodór. Zdjęcia z Voyagera 1 pokazały olbrzyma w zupełnie nowym świetle, bo... informacje z Pioneerów 10 i 11 nie były tak pouczające, a wszystkie kolejne misje opierały się na danych otrzymanych przez Voyagery.

Zderzenie asteroidy z planetą

Krótki opis

Wpływ Jowisza na wszystkie planety objawia się w takiej czy innej formie. Jest wystarczająco silny, aby rozerwać asteroidy i utrzymać 79 księżyców. Niektórzy naukowcy uważają, że tak duża planeta mogła w przeszłości zniszczyć wiele ciał niebieskich, a także uniemożliwić powstawanie innych planet.

Jowisz wymaga dokładniejszych badań, niż naukowcy mogą sobie pozwolić, i interesuje astronomów z wielu powodów. Jej satelity są główną perłą badaczy. Planeta ma 79 satelitów, co stanowi faktycznie 40% wszystkich satelitów w naszym Układzie Słonecznym. Niektóre z tych księżyców są większe od niektórych planet karłowatych i zawierają podziemne oceany.

Struktura

Struktura wewnętrzna

Jowisz ma jądro zawierające trochę skał i metalicznego wodoru, który przybiera ten niezwykły kształt pod ogromnym ciśnieniem.

Najnowsze dowody wskazują, że olbrzym zawiera gęste jądro, które, jak się uważa, jest otoczone warstwą ciekłego metalicznego wodoru i helu, przy czym w zewnętrznej warstwie dominuje wodór cząsteczkowy. Pomiary grawitacji wskazują, że masa rdzenia wynosi od 12 do 45 mas Ziemi. Oznacza to, że jądro planety stanowi około 3-15% całkowitej masy planety.

Formacja olbrzyma

W swojej wczesnej historii Jowisz musiał uformować się w całości ze skał i lodu o masie wystarczającej do uwięzienia większości gazów we wczesnej Mgławicy Słonecznej. Dlatego jego skład całkowicie powtarza mieszaninę gazów mgławicy protosłonecznej.

Obecna teoria utrzymuje, że rdzeń warstwy gęstego metalicznego wodoru rozciąga się na 78 procent promienia planety. Bezpośrednio nad warstwą metalicznego wodoru znajduje się wewnętrzna atmosfera wodoru. Wodór ma w nim temperaturę, w której nie ma klarownej fazy ciekłej i gazowej, a właściwie jest w nadkrytycznym stanie ciekłym. Temperatura i ciśnienie stale rosną w miarę zbliżania się do jądra. W obszarze, w którym wodór staje się metaliczny, przyjmuje się, że temperatura wynosi 10 000 K, a ciśnienie 200 GPa. Szacuje się, że maksymalna temperatura na granicy rdzenia wynosi 36 000 K, a odpowiadające mu ciśnienie od 3000 do 4500 GPa.

Temperatura

Jego temperatura, biorąc pod uwagę odległość od Słońca, jest znacznie niższa niż na Ziemi.

Zewnętrzne krawędzie atmosfery Jowisza są znacznie chłodniejsze niż obszar centralny. Temperatura w atmosferze wynosi -145 stopni Celsjusza, a wysokie ciśnienie atmosferyczne powoduje, że temperatura rośnie w miarę jej opadania. Po zanurzeniu się w planetę na kilkaset kilometrów wodór staje się jej głównym składnikiem, jest wystarczająco gorący, aby zamienić się w ciecz (ze względu na wysokie ciśnienie). Uważa się, że temperatura w tym miejscu przekracza 9700 C. Warstwa gęstego metalicznego wodoru rozciąga się na 78% promienia planety. Naukowcy uważają, że w pobliżu samego centrum planety temperatury mogą osiągnąć 35 500°C. Pomiędzy zimnymi chmurami a stopionymi obszarami podziemnymi znajduje się wewnętrzna atmosfera wodoru. W atmosferze wewnętrznej temperatura wodoru jest taka, że ​​nie ma granicy pomiędzy fazą ciekłą i gazową.

Stopione wnętrze planety ogrzewa resztę planety poprzez konwekcję, więc gigant emituje więcej ciepła, niż otrzymuje od Słońca. Burze i silne wiatry mieszają zimne i ciepłe powietrze, zupełnie jak na Ziemi. Sonda Galileo zaobserwowała wiatry o prędkości przekraczającej 600 km na godzinę. Jedną z różnic w stosunku do Ziemi jest to, że na planecie znajdują się strumienie strumieniowe, które kontrolują burze i wiatry. Napędzane są one własnym ciepłem planety.

Czy na planecie istnieje życie?

Jak widać z powyższych danych, warunki fizyczne na Jowiszu są dość trudne. Niektórzy zastanawiają się, czy planeta Jowisz nadaje się do zamieszkania i czy jest tam życie? Ale rozczarujemy Cię: bez twardej powierzchni, obecności ogromnego ciśnienia, najprostszej atmosfery, promieniowania i niskiej temperatury - życie na planecie jest niemożliwe. Oceany subglacjalne jego satelitów to inna sprawa, ale to temat na inny artykuł. W rzeczywistości, zgodnie ze współczesnymi poglądami na ten temat, planeta nie może wspierać życia ani przyczyniać się do jego powstania.

Odległość do Słońca i Ziemi

Odległość do Słońca w peryhelium (najbliższy punkt) wynosi 741 milionów km, czyli 4,95 jednostek astronomicznych (AU). W aphelium (najdalszym punkcie) - 817 milionów km, czyli 5,46 AU. Wynika z tego, że półoś wielka wynosi 778 milionów km, czyli 5,2 jednostki astronomicznej. z mimośrodem 0,048. Pamiętaj, że jedna jednostka astronomiczna (AU) równa się średniej odległości Ziemi od Słońca.

Okres rotacji orbity

Na jeden obrót wokół Słońca planeta potrzebuje 11,86 ziemskich lat (4331 dni). Planeta pędzi po swojej orbicie z prędkością 13 km/s. Jego orbita jest lekko nachylona (około 6,09°) w stosunku do płaszczyzny ekliptyki (równika słonecznego). Pomimo tego, że Jowisz znajduje się dość daleko od Słońca, jest to jedyne ciało niebieskie, które ma wspólny ze Słońcem środek masy, znajdujący się poza promieniem Słońca. Gazowy olbrzym ma niewielkie nachylenie osiowe wynoszące 3,13 stopnia, co oznacza, że ​​na planecie nie ma zauważalnych zmian pór roku.

Jowisz i Ziemia

Kiedy Jowisz i Ziemia są najbliżej siebie, dzieli je 628,74 miliona kilometrów przestrzeni. W punkcie najbardziej oddalonym od siebie dzieli je 928,08 mln km. W jednostkach astronomicznych odległości te wahają się od 4,2 do 6,2 jednostki astronomicznej.

Wszystkie planety poruszają się po orbitach eliptycznych; gdy planeta znajduje się bliżej Słońca, ta część orbity nazywa się peryhelium. Kiedy dalej jest aphelium. Różnica między peryhelium a aphelium określa, jak ekscentryczna jest orbita. Jowisz i Ziemia mają dwie najmniej ekscentryczne orbity w naszym Układzie Słonecznym.

Niektórzy naukowcy uważają, że grawitacja Jowisza powoduje efekty pływowe, które mogą powodować wzrost liczby plam słonecznych. Gdyby Jowisz zbliżył się do Ziemi na odległość kilkuset milionów kilometrów, Ziemia miałaby trudności pod wpływem potężnej grawitacji giganta. Łatwo jest zobaczyć, jak może powodować skutki pływowe, jeśli weźmie się pod uwagę, że jego masa jest 318 razy większa od masy Ziemi. Na szczęście Jowisz znajduje się w odpowiedniej odległości od nas, nie powodując niedogodności, a jednocześnie chroniąc nas przed kometami, przyciągając je do siebie.

Pozycja nieba i obserwacja

W rzeczywistości gazowy olbrzym jest trzecim najjaśniejszym obiektem na nocnym niebie po Księżycu i Wenus. Jeśli chcesz wiedzieć, gdzie na niebie znajduje się planeta Jowisz, najczęściej jest ona bliżej zenitu. Aby nie pomylić jej z Wenus, należy pamiętać, że nie oddala się ona od Słońca dalej niż 48 stopni, zatem nie wznosi się zbyt wysoko.

Mars i Jowisz to także dwa dość jasne obiekty, zwłaszcza w opozycji, jednak Mars ma czerwonawy odcień, więc trudno je pomylić. Obydwa mogą znajdować się w opozycji (najbliżej Ziemi), więc albo kieruj się kolorem, albo użyj lornetki. Saturn, pomimo podobieństwa w budowie, ze względu na dużą odległość różni się jasnością, dlatego trudno je pomylić. Mając do dyspozycji mały teleskop, Jowisz pojawi się w całej okazałości. Obserwując ją od razu rzucają się w oczy 4 małe kropki (satelity Galileusza) otaczające planetę. Jowisz w teleskopie wygląda jak pasiasta kula i nawet małym instrumentem widać jego owalny kształt.

Będąc w niebie

Korzystanie z komputera, znalezienie go wcale nie jest trudne, do tych celów nadaje się szeroko rozpowszechniony program Stellarium. Jeśli nie wiesz, jaki rodzaj obiektu obserwujesz, to znając kierunki kardynalne, swoją lokalizację i czas, program Stellarium da ci odpowiedź.

Obserwując go, mamy niesamowitą okazję zobaczyć tak niezwykłe zjawiska, jak przejście cieni satelitów przez dysk planety lub zaćmienie satelity przez planetę.Generalnie częściej patrz w niebo, jest ich dużo ciekawych rzeczy i udanych poszukiwań Jowisza! Aby ułatwić nawigację po wydarzeniach astronomicznych, użyj.

Pole magnetyczne

Pole magnetyczne Ziemi powstaje w wyniku jej jądra i efektu dynama. Jowisz ma naprawdę ogromne pole magnetyczne. Naukowcy są pewni, że ma skaliste/metaliczne jądro, dzięki czemu planeta ma pole magnetyczne 14 razy silniejsze niż ziemskie i zawiera 20 000 razy więcej energii. Astronomowie uważają, że pole magnetyczne jest generowane przez metaliczny wodór w pobliżu centrum planety. To pole magnetyczne wychwytuje zjonizowane cząstki wiatru słonecznego i przyspiesza je do prędkości prawie światła.

Napięcie pola magnetycznego

Pole magnetyczne gazowego giganta jest najpotężniejsze w naszym Układzie Słonecznym. Waha się od 4,2 gaussa (jednostka indukcji magnetycznej równa jednej dziesięciotysięcznej tesli) na równiku do 14 gausów na biegunach. Magnetosfera rozciąga się na siedem milionów km w kierunku Słońca i krawędzi orbity Saturna.

Formularz

Pole magnetyczne planety ma kształt pączka (toroidu) i zawiera ogromny odpowiednik pasów Van Allena na Ziemi. Pasy te wychwytują cząstki naładowane o wysokiej energii (głównie protony i elektrony). Rotacja pola odpowiada obrotowi planety i wynosi w przybliżeniu 10 godzin. Niektóre księżyce Jowisza, w szczególności księżyc Io, oddziałują z polem magnetycznym.

Na powierzchni znajduje się kilka aktywnych wulkanów, które wyrzucają w przestrzeń gaz i cząsteczki wulkaniczne. Cząstki te ostatecznie dyfundują do reszty przestrzeni otaczającej planetę i stają się głównym źródłem naładowanych cząstek uwięzionych w polu magnetycznym Jowisza.

Pasy radiacyjne planety to torus energetycznych naładowanych cząstek (plazmy). Utrzymywane są w miejscu za pomocą pola magnetycznego. Większość cząstek tworzących pasy pochodzi z wiatru słonecznego i promieni kosmicznych. Pasy znajdują się w wewnętrznym obszarze magnetosfery. Istnieje kilka różnych pasów zawierających elektrony i protony. Ponadto pasy radiacyjne zawierają mniejsze ilości innych jąder, a także cząstek alfa. Pasy stanowią zagrożenie dla statków kosmicznych, które muszą chronić swoje wrażliwe elementy odpowiednią ochroną, jeśli przemieszczają się przez pasy radiacyjne. Pasy radiacyjne wokół Jowisza są bardzo mocne i statek kosmiczny, który przez nie przelatuje, potrzebuje dodatkowej, specjalnej ochrony, aby chronić wrażliwą elektronikę.

Zorza polarna na planecie

Rentgen

Pole magnetyczne planety tworzy jedne z najbardziej spektakularnych i aktywnych zorzy w Układzie Słonecznym.

Na Ziemi zorze polarne powstają w wyniku naładowanych cząstek wyrzucanych podczas burz słonecznych. Niektóre są tworzone w ten sam sposób, ale ma inny sposób wytwarzania zorzy. Szybki obrót planety, intensywne pole magnetyczne i obfite źródło cząstek z aktywnego wulkanicznie księżyca Io tworzą ogromny zbiornik elektronów i jonów.

Patera Tupana – wulkan na Io

Te naładowane cząstki, wychwytywane przez pole magnetyczne, są stale przyspieszane i przedostają się do atmosfery nad obszarami polarnymi, gdzie zderzają się z gazami. W wyniku takich zderzeń powstają zorze polarne, których nie możemy obserwować na Ziemi.

Uważa się, że pola magnetyczne Jowisza oddziałują z niemal każdym ciałem w Układzie Słonecznym.

Jak obliczyć długość dnia

Naukowcy obliczyli długość dnia na podstawie prędkości obrotowej planety. Pierwsze próby obejmowały obserwację burz. Naukowcy znaleźli odpowiednią burzę i mierząc jej prędkość obrotową wokół planety, zorientowali się, jak długo trwa dzień. Problem polegał na tym, że burze na Jowiszu zmieniają się w bardzo szybkim tempie, co czyni je nieprecyzyjnymi źródłami rotacji planety. Po wykryciu emisji radiowej z planety naukowcy obliczyli okres i prędkość obrotu planety. Podczas gdy różne części planety obracają się z różnymi prędkościami, prędkość obrotowa magnetosfery pozostaje stała i jest używana jako oficjalna prędkość planety.

Pochodzenie nazwy planety

Planeta jest znana od czasów starożytnych i została nazwana na cześć rzymskiego boga. W tamtym czasie planeta miała wiele nazw i w całej historii Cesarstwa Rzymskiego poświęcano jej najwięcej uwagi. Rzymianie nazwali planetę na cześć swojego króla bogów, Jowisza, który był także bogiem nieba i piorunów.

W mitologii rzymskiej

W rzymskim panteonie Jowisz był bogiem nieba i głównym bogiem Triady Kapitolińskiej wraz z Junoną i Minerwą. Pozostał głównym oficjalnym bóstwem Rzymu przez całą epokę republikańską i imperialną, aż do zastąpienia systemu pogańskiego przez chrześcijaństwo. Uosabiał boską władzę i wysokie stanowiska w Rzymie, wewnętrzną organizację stosunków zewnętrznych: jego wizerunek w pałacu republikańskim i cesarskim wiele znaczył. Konsulowie rzymscy przysięgali wierność Jowiszowi. Aby podziękować mu za pomoc i zapewnić sobie dalsze wsparcie, modlili się do posągu byka ze złoconymi rogami.

Jak nazywają się planety

Zdjęcie ze statku kosmicznego Cassini (po lewej cień satelity Europa)

Powszechną praktyką jest nadawanie planetom, księżycom i wielu innym ciałom niebieskim nazw zaczerpniętych z mitologii greckiej i rzymskiej, a także określonego symbolu astronomicznego. Oto kilka przykładów: Neptun jest bogiem morza, Mars jest bogiem wojny, Merkury jest posłańcem, Saturn jest Bogiem czasu i ojcem Jowisza, Uran jest ojcem Saturna, Wenus jest boginią miłości i Ziemia, a Ziemia jest tylko planetą, jest to sprzeczne z tradycją grecko-rzymską. Mamy nadzieję, że pochodzenie nazwy planety Jowisz nie będzie już budzić dla Państwa pytań.

Otwarcie

Czy chciałeś dowiedzieć się, kto odkrył planetę? Niestety nie ma wiarygodnego sposobu, aby dowiedzieć się, jak i przez kogo został odkryty. Jest to jedna z 5 planet widocznych gołym okiem. Jeśli wyjdziesz na zewnątrz i zobaczysz jasną gwiazdę na niebie, to prawdopodobnie on. jego jasność jest większa niż jakiejkolwiek gwiazdy, tylko Wenus jest od niej jaśniejsza. Zatem starożytni ludzie wiedzieli o tym od kilku tysięcy lat i nie ma sposobu, aby dowiedzieć się, kiedy pierwsza osoba zauważyła tę planetę.

Być może lepszym pytaniem jest, kiedy zdaliśmy sobie sprawę, że Jowisz jest planetą? W starożytności astronomowie uważali, że Ziemia jest centrum Wszechświata. Był to geocentryczny model świata. Słońce, księżyc, planety, a nawet gwiazdy – wszystko to krążyło wokół Ziemi. Ale jedną rzecz trudno było wyjaśnić: dziwny ruch planet. Poruszały się w jednym kierunku, a następnie zatrzymywały się i cofały, co nazywano ruchem wstecznym. Astronomowie tworzyli coraz bardziej złożone modele, aby wyjaśnić te dziwne ruchy.

Kopernik i heliocentryczny model świata

W XVI wieku Mikołaj Kopernik opracował heliocentryczny model Układu Słonecznego, w którym Słońce stało się centrum, a wokół niego krążą planety, w tym Ziemia. To pięknie wyjaśniło dziwne ruchy planet na niebie.

Pierwszą osobą, która faktycznie zobaczyła Jowisza, był Galileusz, i zrobił to za pomocą pierwszego w historii teleskopu. Nawet swoim niedoskonałym teleskopem był w stanie zobaczyć smugi na planecie i 4 duże księżyce galileuszowe, które nazwano jego imieniem.

Następnie, korzystając z dużych teleskopów, astronomowie mogli zobaczyć bardziej szczegółowe informacje o chmurach Jowisza i dowiedzieć się więcej o jego księżycach. Ale naukowcy naprawdę badali to wraz z początkiem ery kosmicznej. Należąca do NASA sonda Pioneer 10 była pierwszą sondą, która przeleciała obok Jowisza w 1973 roku. Przeleciał w odległości 34 000 km od chmur.

Waga

Jego masa wynosi 1,9 x 10*27 kg. Trudno w pełni zrozumieć, jak duża jest to liczba. Masa planety jest 318 razy większa od masy Ziemi. Jest 2,5 razy masywniejsza niż wszystkie inne planety naszego Układu Słonecznego razem wzięte.

Masa planety nie jest wystarczająca do zrównoważonej syntezy jądrowej. Fuzja termojądrowa wymaga wysokich temperatur i intensywnej kompresji grawitacyjnej. Na planecie występuje duża ilość wodoru, ale jest ona zbyt zimna i niewystarczająco masywna, aby mogła zachodzić trwała reakcja termojądrowa. Naukowcy szacują, że do zainicjowania syntezy jądrowej potrzeba 80 razy większej masy.

Charakterystyka

Objętość planety wynosi 1,43128 10*15 km3. To wystarczy, aby zmieścić we wnętrzu planety 1321 obiektów wielkości Ziemi, pozostawiając trochę wolnego miejsca.

Powierzchnia wynosi 6,21796 razy 10*10 do 2. Dla porównania jest to 122 razy większa powierzchnia Ziemi.

Powierzchnia

Zdjęcie Jowisza wykonane w zakresie podczerwieni przez teleskop VLT

Gdyby statek kosmiczny zszedł pod chmury planety, zobaczyłby warstwę chmur składającą się z kryształów amoniaku z zanieczyszczeniami wodorosiarczku amonu. Chmury te znajdują się w tropopauzie i są podzielone według koloru na strefy i ciemne pasy. W atmosferze giganta wiatry szaleją z prędkością ponad 360 km/h. Cała atmosfera jest nieustannie bombardowana wzbudzonymi cząsteczkami magnetosfery i materią wyrzucaną przez wulkany na księżycu Io. W atmosferze obserwuje się błyskawice. Zaledwie kilka kilometrów pod powierzchnią planety każdy statek kosmiczny zostanie zmiażdżony przez potworne ciśnienie.

Warstwa chmur rozciąga się na głębokość 50 km i zawiera cienką warstwę chmur wodnych pod warstwą amoniaku. To założenie opiera się na błyskawicach. Błyskawice powstają na skutek różnej polaryzacji wody, co pozwala na wytworzenie elektryczności statycznej niezbędnej do powstania pioruna. Błyskawice mogą być tysiąc razy silniejsze niż nasze ziemskie.

Wiek planety

Dokładny wiek planety jest trudny do ustalenia, ponieważ nie wiemy dokładnie, jak powstał Jowisz. Nie mamy próbek skał do analizy chemicznej, a właściwie nie mamy ich w ogóle, bo... Planeta składa się wyłącznie z gazów. Kiedy powstała planeta? Wśród naukowców panuje opinia, że ​​​​Jowisz, podobnie jak wszystkie planety, powstał w mgławicy słonecznej około 4,6 miliarda lat temu.

Teoria głosi, że Wielki Wybuch miał miejsce około 13,7 miliarda lat temu. Naukowcy uważają, że nasz Układ Słoneczny powstał w wyniku eksplozji supernowej, w wyniku której w przestrzeni kosmicznej utworzyła się chmura gazu i pyłu. Po wybuchu supernowej w przestrzeni kosmicznej utworzyła się fala, która wytworzyła ciśnienie w obłokach gazu i pyłu. Kompresja spowodowała kurczenie się chmury, a im bardziej była ona skompresowana, tym bardziej grawitacja przyspieszała ten proces. Chmura zaczęła wirować, a w jej środku wyrosło cieplejsze i gęstsze jądro.

Jak powstał

Mozaika składająca się z 27 obrazów

W wyniku akrecji cząsteczki zaczęły się sklejać i tworzyć grudki. Niektóre skupiska były większe od innych, ponieważ przykleiły się do nich mniej masywne cząstki, tworząc planety, księżyce i inne obiekty w naszym Układzie Słonecznym. Badając meteoryty pozostałe po wczesnych stadiach Układu Słonecznego, naukowcy odkryli, że mają one około 4,6 miliarda lat.

Uważa się, że gazowi olbrzymy jako pierwsi uformowali się i mieli okazję pozyskać duże ilości wodoru i helu. Gazy te istniały w mgławicy słonecznej przez pierwsze kilka milionów lat, zanim zostały wchłonięte. Oznacza to, że gazowe olbrzymy mogą być nieco starsze od Ziemi. Zatem ile miliardów lat temu powstał Jowisz, pozostaje do ustalenia.

Kolor

Wiele zdjęć Jowisza pokazuje, że odbija on wiele odcieni bieli, czerwieni, pomarańczy, brązu i żółci. Kolor Jowisza zmienia się wraz z burzami i wiatrami w atmosferze planety.

Kolor planety jest bardzo różnorodny, tworzą go różne substancje chemiczne odbijające światło Słońca. Większość chmur atmosferycznych składa się z kryształów amoniaku z domieszką lodu wodnego i wodorosiarczku amonu. Potężne burze na planecie powstają w wyniku konwekcji w atmosferze. Dzięki temu burze mogą unosić substancje takie jak fosfor, siarka i węglowodory z głębokich warstw, powodując powstawanie w atmosferze białych, brązowych i czerwonych plam.

Naukowcy wykorzystują kolor planety, aby zrozumieć, jak działa atmosfera. Przyszłe misje, takie jak Juno, planują głębsze zrozumienie procesów zachodzących w gazowej otoczce giganta. Przyszłe misje będą również chciały zbadać, w jaki sposób wulkany Io oddziałują z lodem wodnym Europy.

Promieniowanie

Promieniowanie kosmiczne to jedno z największych wyzwań dla sond eksploracyjnych badających wiele planet. Do dziś Jowisz stanowi największe zagrożenie dla każdego statku w promieniu 300 000 km od planety.

Jowisz jest otoczony pasami intensywnego promieniowania, które z łatwością zniszczą całą elektronikę pokładową, jeśli statek nie będzie odpowiednio chroniony. Elektrony, przyspieszone niemal do prędkości światła, otaczają go ze wszystkich stron. Na Ziemi znajdują się podobne pasy radiacyjne zwane pasami Van Allena.

Pole magnetyczne giganta jest 20 000 razy silniejsze niż ziemskie. Sonda Galileo przez osiem lat mierzyła aktywność fal radiowych w magnetosferze Jowisza. Według niego za wzbudzenie elektronów w pasach radiacyjnych mogą odpowiadać krótkie fale radiowe. Krótkofalowa emisja radiowa planety jest wynikiem interakcji wulkanów na księżycu Io w połączeniu z szybkim obrotem planety. Gazy wulkaniczne ulegają jonizacji i opuszczają satelitę pod wpływem siły odśrodkowej. Materiał ten tworzy wewnętrzny strumień cząstek, które wzbudzają fale radiowe w magnetosferze planety.

1. Planeta jest bardzo masywna

Masa Jowisza jest 318 razy większa od masy Ziemi. Jest to 2,5 razy większa masa wszystkich pozostałych planet Układu Słonecznego razem wziętych.

2. Jowisz nigdy nie stanie się gwiazdą

Astronomowie nazywają Jowisza gwiazdą, która upadła, ale nie jest to całkowicie słuszne. To tak, jakby twój dom był nieudanym drapaczem chmur. Gwiazdy wytwarzają energię poprzez fuzję atomów wodoru. Ich ogromne ciśnienie w środku wytwarza wysokie temperatury, a atomy wodoru łączą się ze sobą, tworząc hel, uwalniając przy tym ciepło. Aby zapoczątkować syntezę jądrową, Jowisz musiałby zwiększyć swoją obecną masę ponad 80 razy.

3. Jowisz jest najszybciej wirującą planetą w Układzie Słonecznym

Pomimo całej swojej wielkości i masy, obraca się bardzo szybko. Planeta potrzebuje tylko około 10 godzin, aby zakończyć obrót wokół własnej osi. Z tego powodu jego kształt jest lekko wypukły na równiku.

Promień planety Jowisz na równiku ponad 4600 km jest dalej od centrum niż na biegunach. Ten szybki obrót pomaga również wygenerować silne pole magnetyczne.

4. Chmury na Jowiszu mają grubość zaledwie 50 km.

Wszystkie te piękne chmury i burze, które widzisz na Jowiszu, mają grubość tylko około 50 km. Zbudowane są z kryształków amoniaku podzielonych na dwa poziomy. Uważa się, że ciemniejsze składają się ze związków, które wyrosły z głębszych warstw, a następnie zmieniły kolor na słoneczny. Pod tymi chmurami znajduje się ocean wodoru i helu, aż do warstwy metalicznego wodoru.

Duża czerwona plama. Złożony obraz RBG+IR i UV. Montaż amatorski Mike’a Malaski.

Wielka Czerwona Plama to jeden z najbardziej znanych obiektów na naszej planecie. I wydaje się, że istnieje już od 350-400 lat. Po raz pierwszy został zidentyfikowany przez Giovanniego Cassiniego, który zaobserwował go w 1665 roku. Sto lat temu Wielka Czerwona Plama miała średnicę 40 000 km, ale obecnie skurczyła się o połowę.

6. Planeta ma pierścienie

Pierścienie wokół Jowisza były trzecimi pierścieniami odkrytymi w Układzie Słonecznym, po pierścieniach odkrytych wokół Saturna (oczywiście) i Urana.

Zdjęcie pierścienia Jowisza sfotografowane przez sondę New Horizons

Pierścienie Jowisza są słabe i prawdopodobnie składają się z materii wyrzuconej z jego księżyców podczas zderzeń z meteorytami i kometami.

7. Pole magnetyczne Jowisza jest 14 razy silniejsze niż ziemskie

Astronomowie uważają, że pole magnetyczne powstaje w wyniku ruchu metalicznego wodoru w głębi planety. To pole magnetyczne wychwytuje zjonizowane cząstki wiatru słonecznego i przyspiesza je do prędkości prawie światła. Cząsteczki te tworzą wokół Jowisza niebezpieczne pasy promieniowania, które mogą uszkodzić statek kosmiczny.

8. Jowisz ma 67 księżyców

Od 2014 roku Jowisz ma łącznie 67 księżyców. Prawie wszystkie mają średnicę mniejszą niż 10 kilometrów i zostały odkryte dopiero po 1975 roku, kiedy na planetę przybył pierwszy statek kosmiczny.

Jeden z jego księżyców, Ganimedes, jest największym księżycem w Układzie Słonecznym i ma średnicę 5262 km.

9. Jowisz odwiedziło 7 różnych statków kosmicznych z Ziemi

Zdjęcia Jowisza wykonane przez sześć statków kosmicznych (nie ma zdjęcia od Willisa, bo nie było kamer)

Jowisz został po raz pierwszy odwiedzony przez sondę NASA Pioneer 10 w grudniu 1973 r., a następnie Pioneer 11 w grudniu 1974 r. Po sondach Voyager 1 i 2 w 1979 r. Nastąpiła długa przerwa, aż do przybycia statku kosmicznego Ulysses w lutym 1992 r. Następnie w 2000 roku stacja międzyplanetarna Cassini przeleciała w pobliżu Saturna. I wreszcie sonda New Horizons przeleciała obok giganta w 2007 roku. Następna wizyta planowana jest na rok 2016, planetę będzie badać statek kosmiczny Juno.

Galeria rysunków poświęconych podróży Voyagera

10. Możesz zobaczyć Jowisza na własne oczy

Jowisz jest trzecim najjaśniejszym obiektem na nocnym niebie Ziemi, po Wenus i Księżycu. Prawdopodobnie widziałeś na niebie gazowego olbrzyma, ale nie miałeś pojęcia, że ​​to Jowisz. Pamiętaj, że jeśli widzisz bardzo jasną gwiazdę wysoko na niebie, najprawdopodobniej jest to Jowisz. W zasadzie te fakty o Jowiszu są przeznaczone dla dzieci, ale dla większości z nas, którzy zupełnie zapomnieli o szkolnym kursie astronomii, te informacje o planecie będą bardzo przydatne.

Podróż na planetę Jowisz film popularnonaukowy

Jowisz jest piątą planetą od Słońca, największą w Układzie Słonecznym. Wraz z Saturnem, Uranem i Neptunem Jowisz zaliczany jest do gazowych olbrzymów.

Planeta jest znana 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 – występuje w skali o rząd wielkości większej 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, Ganimedes i Kallisto – odkrył Galileo Galilei w 1610 roku.

Badania Jowisza prowadzone są za pomocą teleskopów naziemnych i orbitalnych; Od lat 70. XX wieku na planetę wysłano 8 sond międzyplanetarnych NASA: Pioneers, Voyager, Galileo i inne.

Podczas wielkich opozycji (z których jedna miała miejsce we wrześniu 2010 r.) Jowisz jest widoczny gołym okiem jako jeden z najjaśniejszych obiektów na nocnym niebie po Księżycu i Wenus. Dysk i księżyce Jowisza są popularnymi obiektami obserwacji astronomów-amatorów, którzy dokonali wielu odkryć (takich jak kometa Shoemaker-Levy, która zderzyła się z Jowiszem w 1994 r. czy zniknięcie południowego pasa równikowego Jowisza w 2010 r.).

Zakres optyczny

W zakresie podczerwieni widma znajdują się linie cząsteczek H2 i He, a także linie wielu innych pierwiastków. Liczba pierwszych dwóch niesie informację o pochodzeniu planety, a o składzie ilościowym i jakościowym pozostałych – o jej wewnętrznej ewolucji.

Cząsteczki wodoru i helu nie mają jednak momentu dipolowego, co oznacza, że ​​linie absorpcyjne tych pierwiastków są niewidoczne do czasu, gdy dominuje absorpcja na skutek jonizacji uderzeniowej. Dzieje się tak z jednej strony, z drugiej strony 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.

Jeśli chodzi o pozostałe elementy, również pojawiają się trudności w ich analizie i interpretacji. Jak dotąd nie można z całą pewnością stwierdzić, jakie procesy zachodzą w atmosferze Jowisza i jak silnie wpływają na skład chemiczny - zarówno w obszarach wewnętrznych, jak i w warstwach zewnętrznych. Stwarza to pewne trudności w bardziej szczegółowej interpretacji widma. Uważa się jednak, że wszystkie procesy, które mogą w ten czy inny sposób wpływać na obfitość pierwiastków, mają charakter lokalny i bardzo ograniczony, przez co nie są w stanie globalnie zmienić rozkładu materii.

Jowisz emituje również (głównie w zakresie podczerwieni) 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 gammy

Emisja promieniowania gamma Jowisza jest powiązana z zorzą polarną, a także z emisją z dysku. Po raz pierwszy zarejestrowano je w 1979 roku w Laboratorium Kosmicznym Einsteina.

Na Ziemi obszary zorzy w promieniach rentgenowskich i ultrafiolecie prawie się pokrywają, jednak na Jowiszu tak nie jest. Obszar zorzy rentgenowskiej jest położony znacznie bliżej bieguna niż zorzy ultrafioletowe. Wczesne obserwacje wykazały pulsację promieniowania o okresie 40 minut, jednak w późniejszych obserwacjach zależność ta jest znacznie gorsza.

Oczekiwano, że widmo rentgenowskie zorzy polarnej na Jowiszu będzie podobne do widma rentgenowskiego komet, ale obserwacje Chandry wykazały, że tak nie jest. Widmo składa się z linii emisyjnych z pikami na liniach tlenu 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 należące do siarki lub węgla.

Promienie gamma niezwiązane z zorzą polarną zostały po raz pierwszy wykryte przez obserwacje ROSAT w 1997 roku. Widmo jest podobne do widma zórz polarnych, ale 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 można wiązać z aktywnością Słońca w październiku-listopadzie 2003 roku.

Obserwacje z obserwatorium kosmicznego XMM-Newton wykazały, że emisja promieniowania gamma dysku jest odbitym promieniowaniem rentgenowskim Słońca. W przeciwieństwie do zórz polarnych nie wykryto okresowości zmian natężenia promieniowania w skalach od 10 do 100 minut.

Nadzór radiowy

Jowisz jest najpotężniejszym (po Słońcu) źródłem radiowym w Układzie Słonecznym w zakresie długości fal decymetrowych. Emisja radiowa jest sporadyczna i osiąga wartość 10-6 w szczycie wybuchu.

Impulsy występują w zakresie częstotliwości od 5 do 43 MHz (najczęściej w okolicach 18 MHz), przy średniej szerokości około 1 MHz. Czas trwania serii jest krótki: od 0,1-1 s (czasami do 15 s). Promieniowanie jest silnie spolaryzowane, szczególnie w okręgu, stopień polaryzacji sięga 100%. Zaobserwowano modulację promieniowania przez bliskiego satelitę Jowisza Io, obracającego się wewnątrz magnetosfery: prawdopodobieństwo wybuchu jest większe, gdy Io jest bliskie wydłużenia względem Jowisza. Monochromatyczny charakter promieniowania wskazuje na wybraną częstotliwość, najprawdopodobniej częstotliwość żyroskopową. Wysoka temperatura jasności (czasami dochodząca do 1015 K) wymaga zastosowania efektów zbiorczych (takich jak masery).

Emisja radiowa Jowisza w zakresie milimetrowym i centymetrowym ma charakter czysto termiczny, chociaż temperatura jasności jest nieco wyższa od temperatury równowagi, co sugeruje przepływ ciepła z wnętrza. 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 fali 70 cm Tb osiąga wartość ~5·104 K. Źródła promieniowania znajdują 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 niż masa innych planet Układu Słonecznego.

Jowisz to największa planeta Układu Słonecznego, gazowy olbrzym. Jego promień równikowy wynosi 71,4 tys. km, co stanowi 11,2 promienia Ziemi.

Jowisz jest jedyną planetą, której środek masy ze Słońcem znajduje się poza Słońcem i znajduje się w odległości około 7% promienia Słońca od niego.

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 od gęstości Ziemi (5515 kg/m2). Co więcej, siła ciężkości działająca na jej powierzchnię, za którą zwykle uważa się górną warstwę chmur, jest ponad 2,4 razy większa niż na Ziemi: ciało o masie np. 100 kg będzie ważyło tyle samo, co na powierzchni Ziemi ciąży ciało o masie 240 kg. Odpowiada to przyspieszeniu grawitacyjnemu wynoszącemu 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, spowodowałoby to zapadnięcie się planety. Małe zmiany masy nie pociągają za sobą żadnych znaczących zmian promienia. Gdyby jednak masa Jowisza była czterokrotnie większa od rzeczywistej masy, gęstość planety wzrosłaby do tego stopnia, że ​​jej rozmiar uległby znacznemu zmniejszeniu pod wpływem zwiększonej grawitacji. Zatem wydaje się, że Jowisz ma maksymalną średnicę, jaką może mieć planeta o podobnej strukturze i historii. Wraz z dalszym wzrostem masy, skurcz będzie trwał, aż podczas formowania się gwiazd Jowisz stanie się brązowym karłem o masie około 50 razy większej niż obecna. Daje to astronomom powód, aby uważać Jowisza za „nieudaną gwiazdę”, chociaż nie jest jasne, czy procesy powstawania 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 o 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 wielkość spada do 1,61 m. Odległość między Jowiszem a Ziemią waha się od 588 do 967 milionów km.

Opozycje Jowisza zdarzają się co 13 miesięcy. W 2010 roku konfrontacja gigantycznej planety miała miejsce 21 września. Wielkie opozycje Jowisza zdarzają się raz na 12 lat, kiedy planeta znajduje się w pobliżu peryhelium swojej orbity. W tym czasie jej rozmiar kątowy dla obserwatora z Ziemi sięga 50 sekund łukowych, a jej jasność przekracza -2,9 m.

Średnia odległość między Jowiszem a Słońcem wynosi 778,57 mln km (5,2 jednostki astronomicznej), a okres obiegu wynosi 11,86 lat. Ponieważ mimośród orbity Jowisza wynosi 0,0488, różnica odległości do Słońca w peryhelium i aphelium wynosi 76 milionów km.

Główny udział w zakłóceniach ruchu Jowisza ma Saturn. Pierwszy rodzaj zaburzeń ma charakter świecki, działając w skali ~70 tysięcy lat, zmieniając mimośród orbity Jowisza z 0,2 na 0,06 i nachylenie orbity z ~1° - 2°. Zakłócenie drugiego rodzaju jest rezonansowe ze stosunkiem bliskim 2:5 (z dokładnością do 5 miejsc po przecinku – 2:4,96666).

Płaszczyzna równikowa planety znajduje się blisko płaszczyzny jej orbity (nachylenie osi obrotu wynosi 3,13° w porównaniu do 23,45° dla Ziemi), zatem na Jowiszu nie ma zmiany pór roku.

Jowisz obraca się wokół własnej osi szybciej niż jakakolwiek inna planeta w Układzie Słonecznym. Okres rotacji na równiku wynosi 9 godzin i 50 minut. 30 sekund, a na średnich szerokościach geograficznych - 9 godzin 55 minut. 40 sek. Ze względu na szybki obrót promień równikowy Jowisza (71492 km) jest o 6,49% większy niż promień biegunowy (66854 km); Zatem kompresja planety wynosi (1:51,4).

Hipotezy o istnieniu życia w atmosferze Jowisza

Obecnie obecność życia na Jowiszu wydaje się mało prawdopodobna: niskie stężenie wody w atmosferze, brak stałej powierzchni itp. Jednak już w latach 70. amerykański astronom Carl Sagan mówił o możliwości istnienia form na bazie amoniaku życie w górnych warstwach atmosfery Jowisza. Należy zauważyć, że nawet na małej głębokości w atmosferze Jowisza temperatura i gęstość są dość wysokie i nie można wykluczyć możliwości przynajmniej ewolucji chemicznej, ponieważ sprzyja temu szybkość i prawdopodobieństwo wystąpienia reakcji chemicznych. Jednak możliwe jest również istnienie życia wodno-węglowodorowego na Jowiszu: w warstwie atmosfery 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, opisał trzy wyimaginowane formy życia, które mogą istnieć w atmosferze Jowisza:

Skład chemiczny

Współczesnymi metodami obserwacyjnymi nie da się określić składu chemicznego wewnętrznych warstw Jowisza, ale liczebność pierwiastków w zewnętrznych warstwach atmosfery jest znana ze stosunkowo dużą dokładnością, gdyż warstwy zewnętrzne były bezpośrednio badane przez lądownik Galileo, który został opuszczony do atmosfera 7 grudnia 1995 r. Dwa główne składniki atmosfery Jowisza to wodór cząsteczkowy i hel. Atmosfera zawiera także wiele prostych związków, takich jak woda, metan (CH4), siarkowodór (H2S), amoniak (NH3) i fosfina (PH3). Ich obfitość w głębokiej (poniżej 10 barów) troposferze oznacza, że ​​atmosfera Jowisza jest bogata w węgiel, azot, siarkę i prawdopodobnie tlen 2-4 razy w porównaniu ze Słońcem.

Inne związki chemiczne, arsyna (AsH3) i german (GeH4), są obecne, ale w małych ilościach.

Stężenie gazów szlachetnych, argonu, kryptonu i ksenonu, przekracza ich ilość w Słońcu (patrz tabela), a stężenie neonu jest wyraźnie mniejsze. W niewielkiej ilości występują proste węglowodory: etan, acetylen i diacetylen, które powstają pod wpływem słonecznego promieniowania ultrafioletowego i naładowanych cząstek przybywających z magnetosfery Jowisza. Uważa się, że dwutlenek węgla, tlenek węgla i woda w górnych warstwach atmosfery powstają w wyniku zderzeń z atmosferą Jowisza komet takich jak kometa Shoemaker-Levy 9. Woda nie może pochodzić z troposfery, ponieważ tropopauza działa jak wymrażacz, skutecznie zapobiegając przedostawaniu się wody do atmosfery. wznosząc się do poziomu stratosfery.

Czerwonawe zmiany koloru Jowisza mogą być spowodowane obecnością w atmosferze związków fosforu, siarki i węgla. Ponieważ kolor może się znacznie różnić, zakłada się, że skład chemiczny atmosfery również różni się w zależności od miejsca. Na przykład istnieją obszary „suche” i „mokre” z różną zawartością pary wodnej.

Struktura

Model wewnętrznej budowy Jowisza: pod chmurami znajduje się warstwa mieszaniny wodoru i helu o grubości około 21 tys. km z płynnym przejściem z fazy gazowej w ciekłą, następnie warstwa ciekłego i metalicznego wodoru o grubości 30-50 tys. km głębokości. Wewnątrz może znajdować się stały rdzeń o średnicy około 20 tys. km.

W tej chwili największe uznanie zyskał 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. dolna warstwa składająca się z wodoru, helu i zanieczyszczeń amoniaku, wodorosiarczanu amonu i wody, tworząca trzy warstwy chmur:
A. na górze widać 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, zapewne oznacza - w postaci drobnych kropelek. Ciśnienie w tej warstwie wynosi około 1 atm, temperatura około -130°C (143 K). Poniżej tego poziomu planeta jest nieprzezroczysta.
2. Warstwa metalicznego wodoru. Temperatura tej warstwy waha się od 6300 do 21 000 K, a ciśnienie od 200 do 4000 GPa.
3. Rdzeń kamienny.

Konstrukcja tego modelu opiera się na syntezie danych obserwacyjnych, zastosowaniu praw termodynamiki i ekstrapolacji danych laboratoryjnych na materię pod wysokim ciśnieniem i w wysokiej temperaturze. Główne założenia leżące u jego podstaw:

Jeśli dodamy do tych przepisów prawa zachowania masy i energii, otrzymamy układ podstawowych równań.

W ramach tego prostego modelu trójwarstwowego nie ma wyraźnej granicy pomiędzy warstwami głównymi, jednakże obszary przejść fazowych są niewielkie. W związku z tym można założyć, że prawie wszystkie procesy są zlokalizowane, co pozwala na rozpatrywanie każdej warstwy z osobna.

Atmosfera

Temperatura w atmosferze nie rośnie monotonicznie. W nim, podobnie jak na Ziemi, można wyróżnić egzosferę, termosferę, stratosferę, tropopauzę i troposferę. W najwyższych warstwach temperatura jest wysoka; W miarę wchodzenia głębiej ciśnienie wzrasta, a temperatura spada do tropopauzy; począwszy od tropopauzy, zarówno temperatura, jak i ciśnienie rosną w miarę wchodzenia głębiej. W przeciwieństwie do Ziemi Jowisz nie ma mezosfery ani odpowiadającej jej mezopauzy.

W termosferze Jowisza zachodzi wiele interesujących procesów: to tutaj planeta traci znaczną część swojego ciepła przez promieniowanie, tutaj powstają zorze polarne i tutaj powstaje jonosfera. Za górną granicę przyjmuje się poziom ciśnienia wynoszący 1 nbar. Obserwowana temperatura termosfery wynosi 800-1000 K i w tej chwili ten materiał faktograficzny nie został jeszcze wyjaśniony w ramach nowoczesnych modeli, ponieważ w nich temperatura nie powinna być wyższa niż około 400 K. Chłodzenie Jowisza jest także nietrywialny proces: trójatomowy jon wodorowy (H3+ ), z wyjątkiem Jowisza, występującego tylko na Ziemi, powoduje silną emisję w części widma średniej podczerwieni przy długości fali od 3 do 5 μm.

Według bezpośrednich pomiarów lądownika górny poziom nieprzezroczystych chmur charakteryzował się ciśnieniem 1 atmosfery i temperaturą -107°C; na głębokości 146 km - 22 atmosfery, +153°C. Galileusz odkrył także „ciepłe miejsca” wzdłuż równika. Najwyraźniej w tych miejscach zewnętrzna warstwa chmur jest cienka i widać cieplejsze obszary wewnętrzne.

Pod chmurami znajduje się warstwa głęboka na 7-25 tys. km, w której wodór stopniowo zmienia swój stan z gazowego w ciekły wraz ze wzrostem ciśnienia i temperatury (do 6000°C). Wydaje się, że nie ma wyraźnej granicy oddzielającej wodór gazowy od wodoru ciekłego. Może to wyglądać jak ciągłe wrzenie globalnego oceanu wodoru.

Metaliczna warstwa wodoru

Wodór metaliczny występuje pod wysokim ciśnieniem (około miliona atmosfer) i wysokimi temperaturami, gdy energia kinetyczna elektronów przekracza potencjał jonizacji wodoru. W rezultacie protony i elektrony istnieją w nim oddzielnie, więc metaliczny wodór jest dobrym przewodnikiem prądu elektrycznego. Szacowana miąższość warstwy metalicznego wodoru wynosi 42-46 tys. km.

Potężne prądy elektryczne powstające w tej warstwie generują gigantyczne pole magnetyczne Jowisza. W 2008 roku Raymond Jeanlaws z Uniwersytetu Kalifornijskiego w Berkeley i Lars Stixrud z University College London stworzyli model budowy Jowisza i Saturna, zgodnie z którym w ich głębinach znajduje się także metaliczny hel, tworzący swego rodzaju stop z metalicznym wodorem .

Rdzeń

Wykorzystując zmierzone momenty bezwładności planety, można oszacować wielkość i masę jej jądra. Obecnie uważa się, że masa jądra jest 10 razy większa od masy Ziemi, a jego rozmiar jest 1,5 razy większy od jego średnicy.

Jowisz uwalnia znacznie więcej energii niż otrzymuje od Słońca. Naukowcy sugerują, że Jowisz posiada znaczne rezerwy energii cieplnej, powstałej w procesie kompresji materii podczas formowania się planety. Poprzednie modele budowy wewnętrznej Jowisza, próbując wyjaśnić nadmiar energii uwalnianej przez planetę, dopuszczały możliwość rozpadu radioaktywnego w jej głębinach lub uwolnienia energii podczas kompresji planety pod wpływem grawitacji.

Procesy międzywarstwowe

Nie da się zlokalizować wszystkich procesów w obrębie niezależnych warstw: należy wyjaśnić brak pierwiastków chemicznych w atmosferze, nadmiar promieniowania itp.

Różnicę w zawartości helu w warstwie zewnętrznej i wewnętrznej tłumaczy się tym, że hel skrapla się w atmosferze i w postaci kropelek przedostaje się do głębszych obszarów. Zjawisko to przypomina ziemski deszcz, ale nie z wody, ale z helu. Niedawno wykazano, że neon może rozpuszczać się w tych kropelkach. To wyjaśnia brak neonu.

Ruch atmosferyczny

Animacja obrotu Jowisza na podstawie zdjęć z Voyagera 1, 1979.

Prędkość wiatru na Jowiszu może przekraczać 600 km/h. W przeciwieństwie do Ziemi, gdzie cyrkulacja atmosferyczna zachodzi w wyniku różnicy w nagrzewaniu słonecznym w obszarach równikowych i polarnych, na Jowiszu wpływ promieniowania słonecznego na cyrkulację temperatury jest nieznaczny; głównymi siłami napędowymi są przepływy ciepła pochodzące z centrum planety oraz energia uwalniana podczas szybkiego ruchu Jowisza wokół własnej osi.

Na podstawie obserwacji naziemnych astronomowie podzielili pasy i strefy w atmosferze Jowisza na równikowe, tropikalne, umiarkowane i polarne. Unoszące się z głębi atmosfery ogrzane masy gazów w strefach pod wpływem znacznych sił Coriolisa na Jowisza są ciągnięte wzdłuż południków planety, a przeciwległe krawędzie stref zbliżają się do siebie. Na granicach stref i pasów (obszarów prądów zstępujących) występuje silna turbulencja. Na północ od równika przepływy w strefach skierowanych na północ są odchylane przez siły Coriolisa na wschód, a przepływy skierowane na południe są odchylane na zachód. Na półkuli południowej jest odwrotnie. Pasaty mają podobną strukturę na Ziemi.

Paski

Pasma Jowisza w różnych latach

Charakterystyczną cechą wyglądu Jowisza są jego paski. Istnieje wiele wersji wyjaśniających ich pochodzenie. Tak więc, według jednej wersji, paski powstały w wyniku zjawiska konwekcji w atmosferze gigantycznej planety - w wyniku ogrzewania, a w rezultacie podniesienia niektórych warstw oraz ochłodzenia i obniżenia innych. Wiosną 2010 roku naukowcy wysunęli hipotezę, według której paski na Jowiszu powstały w wyniku wpływu jego satelitów. Zakłada się, że pod wpływem grawitacji satelitów na Jowiszu utworzyły się osobliwe „filary” materii, które obracając się, tworzyły paski.

Przepływy konwekcyjne przenoszące ciepło wewnętrzne na powierzchnię pojawiają się na zewnątrz w postaci jasnych stref i ciemnych pasów. W obszarze stref jasnych występuje zwiększone ciśnienie odpowiadające przepływom ku górze. Chmury tworzące strefy znajdują się wyżej (około 20 km), a ich jasny kolor wynika najwyraźniej ze zwiększonego stężenia jasnych, białych kryształków amoniaku. Ciemne chmury pasów znajdujących się poniżej prawdopodobnie składają się z czerwono-brązowych kryształów wodorosiarczku amonu i mają wyższą temperaturę. Struktury te reprezentują obszary prądów zstępujących. Strefy i pasy mają różną prędkość ruchu w kierunku obrotu Jowisza. Okres orbitalny zmienia się o kilka minut w zależności od szerokości geograficznej. Powoduje to istnienie stabilnych prądów strefowych lub wiatrów, które stale wieją równolegle do równika w jednym kierunku. Prędkości w tym globalnym układzie sięgają od 50 do 150 m/s i więcej. Na granicach pasów i stref obserwuje się silną turbulencję, która prowadzi do powstania licznych struktur wirowych. Najbardziej znaną tego typu formacją jest Wielka Czerwona Plama, którą obserwuje się na powierzchni Jowisza od 300 lat.

Po powstaniu wir unosi podgrzane masy gazu z oparami małych składników na powierzchnię chmur. Powstałe kryształy śniegu amoniakalnego, roztworów i związków amoniaku w postaci śniegu i kropli, zwykłego śniegu wodnego i lodu stopniowo opadają do atmosfery, aż osiągną poziom, przy którym temperatura jest wystarczająco wysoka i odparowują. Po czym substancja w stanie gazowym powraca do warstwy chmur.

Latem 2007 roku teleskop Hubble'a zarejestrował dramatyczne zmiany w atmosferze Jowisza. Poszczególne strefy w atmosferze na północ i południe od równika zamieniły się w pasy, a pasy w strefy. Jednocześnie zmieniały się nie tylko kształty formacji atmosferycznych, ale także ich kolor.

9 maja 2010 roku astronom-amator Anthony Wesley (patrz także poniżej) odkrył, że jedna z najbardziej zauważalnych i najbardziej stabilnych formacji w czasie, południowy pas równikowy, nagle zniknęła z powierzchni planety. To na szerokości południowego pasa równikowego znajduje się „obmywana” przez nią Wielka Czerwona Plama. Uważa się, że przyczyną nagłego zniknięcia południowego pasa równikowego Jowisza jest pojawienie się nad nim warstwy jaśniejszych chmur, pod którą kryje się pas ciemnych chmur. Z badań przeprowadzonych przez teleskop Hubble'a wynika, że ​​pas nie zniknął całkowicie, a po prostu ukrył się pod warstwą chmur składających się z amoniaku.

Świetna czerwona plama

Wielka Czerwona Plama to owalna formacja różnej wielkości położona w południowej strefie tropikalnej. Została odkryta przez Roberta Hooke’a w 1664 r. Obecnie ma wymiary 15–30 tys. km (średnica Ziemi wynosi ~12,7 tys. km), a 100 lat temu obserwatorzy odnotowali rozmiar dwukrotnie większy. Czasami nie jest to zbyt wyraźnie widoczne. Wielka Czerwona Plama to wyjątkowy, długowieczny gigantyczny huragan, którego materia obraca się w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara i dokonuje pełnego obrotu w ciągu 6 ziemskich dni.

Dzięki badaniom przeprowadzonym pod koniec 2000 roku przez sondę Cassini odkryto, że Wielka Czerwona Plama jest powiązana z prądami zstępującymi (pionową cyrkulacją mas atmosferycznych); Chmury są tu wyższe, a temperatura niższa niż w innych obszarach. Kolor chmur zależy od wysokości: najwyższe są struktury niebieskie, pod nimi brązowe, a następnie białe. Struktury czerwone są najniższe. Prędkość obrotowa Wielkiej Czerwonej Plamy wynosi 360 km/h. Jej średnia temperatura wynosi -163°C, a pomiędzy zewnętrzną i środkową częścią plamy występuje różnica temperatur rzędu 3-4 stopni. Uważa się, że ta różnica jest odpowiedzialna za to, że gazy atmosferyczne w centrum plamy słonecznej obracają się zgodnie z ruchem wskazówek zegara, podczas gdy te na obrzeżach obracają się w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara. Sugerowano również, że istnieje związek między temperaturą, ciśnieniem, ruchem i kolorem Czerwonej Plamy, chociaż naukowcy wciąż nie są w stanie dokładnie określić, w jaki sposób jest to osiągane.

Od czasu do czasu na Jowiszu obserwuje się zderzenia dużych systemów cyklonowych. Jedno z nich miało miejsce w 1975 r. i spowodowało blaknięcie czerwonego koloru Plamy na kilka lat. Pod koniec lutego 2002 roku inny gigantyczny wir – Biały Owal – zaczął być spowalniany przez Wielką Czerwoną Plamę, a zderzenie trwało przez cały miesiąc. Nie spowodowało to jednak poważnych uszkodzeń obu wirów, gdyż zachodziło stycznie.

Czerwony kolor Wielkiej Czerwonej Plamy pozostaje tajemnicą. Jedną z możliwych przyczyn mogą być związki chemiczne zawierające fosfor. W rzeczywistości kolory i mechanizmy tworzące wygląd całej atmosfery Jowisza są nadal słabo poznane i można je wyjaśnić jedynie poprzez bezpośrednie pomiary jej parametrów.

W 1938 roku zarejestrowano powstanie i rozwój trzech dużych białych owali w pobliżu 30° szerokości geograficznej południowej. Procesowi temu towarzyszyło jednoczesne powstawanie kilku kolejnych małych białych owali – wirów. Potwierdza to, że Wielka Czerwona Plama jest najpotężniejszym z wirów Jowisza. Zapisy historyczne nie ujawniają podobnych długotrwałych systemów na północnych średnich szerokościach geograficznych planety. Duże ciemne owale zaobserwowano w pobliżu 15° szerokości geograficznej północnej, 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 Teleskop Hubble'a

Jeśli chodzi o trzy wyżej wymienione białe owalne wiry, dwa z nich połączyły się w 1998 r., a w 2000 r. nowy, który się pojawił, połączył się z pozostałym trzecim owalem. Pod koniec 2005 roku wir (Oval BA, ang. Oval BC) zaczął zmieniać swój kolor, ostatecznie uzyskując kolor czerwony, od którego otrzymał nową nazwę - Mała Czerwona Plama. W lipcu 2006 roku Mała Czerwona Plamka nawiązała kontakt ze swoim starszym „bratem”, Większą Czerwoną Plamką. Nie miało to jednak istotnego wpływu na oba wiry – zderzenie nastąpiło stycznie. Kolizję przewidywano już w pierwszej połowie 2006 roku.

Błyskawica

W centrum wiru ciśnienie jest wyższe niż w otoczeniu, a same huragany otoczone są zaburzeniami niżowymi. Na podstawie 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 na Ziemi.

Pole magnetyczne i magnetosfera

Schemat pola magnetycznego Jowisza

Pierwszą oznaką każdego pola magnetycznego jest emisja radiowa, a także promieniowanie rentgenowskie. Budując modele zachodzących procesów, można ocenić strukturę pola magnetycznego. W ten sposób ustalono, że pole magnetyczne Jowisza ma nie tylko składową dipolową, ale także kwadrupolową, oktupolową i inne harmoniczne wyższych rzędów. Zakłada się, że pole magnetyczne wytwarza dynamo podobne do ziemskiego. Ale w przeciwieństwie do Ziemi warstwa metalicznego helu służy jako przewodnik prądów na Jowiszu.

Oś pola magnetycznego jest nachylona do osi obrotu o 10,2 ± 0,6°, prawie jak na Ziemi, z tym że północny biegun magnetyczny znajduje się obok południowego bieguna geograficznego, a południowy biegun magnetyczny znajduje się obok północnego bieguna geograficznego. Natężenie pola na poziomie widocznej powierzchni chmur wynosi 14 Oe na biegunie północnym i 10,7 Oe na biegunie południowym. Jego polaryzacja jest przeciwna do polaryzacji ziemskiego pola magnetycznego.

Kształt pola magnetycznego Jowisza jest mocno spłaszczony i przypomina dysk (w przeciwieństwie do kształtu Ziemi w kształcie kropli). Siła odśrodkowa działająca na współwirującą plazmę z jednej strony i ciśnienie termiczne gorącej plazmy z drugiej rozciąga linie sił, tworząc w odległości 20 RJ strukturę przypominającą cienki naleśnik, zwaną także magnetodiskem. Ma drobną strukturę prądu w pobliżu równika magnetycznego.

Wokół Jowisza, podobnie jak wokół większości planet Układu Słonecznego, znajduje się magnetosfera – obszar, w którym pole magnetyczne determinuje zachowanie naładowanych cząstek, czyli plazmy. W przypadku Jowisza źródłami takich cząstek są wiatr słoneczny i Io. Popiół wulkaniczny wyrzucany z wulkanów Io jest jonizowany przez promieniowanie ultrafioletowe słońca. W ten sposób powstają jony siarki i tlenu: S+, O+, S2+ i O2+. Cząstki te opuszczają atmosferę satelity, ale pozostają na orbicie wokół niej, tworząc torus. Torus ten odkrył Voyager 1; leży w płaszczyźnie równika Jowisza i ma promień w przekroju poprzecznym 1 RJ oraz promień od środka (w tym przypadku od środka Jowisza) do tworzącej powierzchni 5,9 RJ. To właśnie zasadniczo zmienia dynamikę magnetosfery Jowisza.

Magnetosfera Jowisza. Jony wiatru słonecznego wychwycone przez pole magnetyczne pokazano na rysunku na czerwono, neutralny wulkaniczny pas gazowy Io na zielono, a neutralny pas gazowy Europy na niebiesko. ENA - atomy neutralne. Według danych z sondy Cassini uzyskanej na początku 2001 roku.

Nadchodzący wiatr słoneczny jest równoważony ciśnieniem pola magnetycznego na odległościach 50-100 promieni planety, bez wpływu Io odległość ta nie byłaby większa niż 42 RJ. Po nocnej stronie 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, jej wymiary kątowe przekraczałyby wymiary Księżyca.

Pasy radiacyjne

Jowisz ma potężne pasy radiacyjne. Podczas zbliżenia się do Jowisza Galileusz otrzymał dawkę promieniowania 25 razy wyższą niż dawka śmiertelna dla człowieka. Emisję radiową z pasa radiacyjnego Jowisza odkryto po raz pierwszy w 1955 roku. Emisja radiowa ma charakter synchrotronowy. Elektrony w pasach radiacyjnych mają ogromną energię, sięgającą około 20 MeV, a sonda Cassini odkryła, że ​​gęstość elektronów w pasach radiacyjnych Jowisza jest niższa niż oczekiwano. Przepływ elektronów w pasach radiacyjnych 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 pod względem czasu, jak i częstotliwości. Według badań średnia częstotliwość takiego promieniowania wynosi około 20 MHz, a cały zakres częstotliwości wynosi od 5-10 do 39,5 MHz.

Jowisz otoczony jest jonosferą o długości 3000 km.

Zorze na Jowiszu

Pokazano strukturę zorzy na Jowiszu: główny pierścień, promieniowanie polarne i plamy powstałe w wyniku interakcji z naturalnymi satelitami Jowisza.

Jowisz wykazuje jasne, trwałe zorze wokół obu biegunów. W przeciwieństwie do tych na Ziemi, które pojawiają się w okresach wzmożonej aktywności Słońca, zorze Jowiszowe są stałe, chociaż ich intensywność zmienia się z dnia na dzień. Składają się z trzech głównych elementów: główny i najjaśniejszy obszar jest stosunkowo mały (o szerokości mniejszej niż 1000 km) i znajduje się około 16° od biegunów magnetycznych; gorące punkty to ślady linii pola magnetycznego łączących jonosfery satelitów z jonosferą Jowisza oraz obszary krótkotrwałych emisji zlokalizowane wewnątrz głównego pierścienia. Emisje zorzy polarnej wykryto w prawie wszystkich częściach widma elektromagnetycznego, od fal radiowych po promieniowanie rentgenowskie (do 3 keV), jednak są one najjaśniejsze w obszarze średniej podczerwieni (długość fali 3-4 μm i 7-14 μm) oraz głęboki ultrafioletowy obszar widma (długość fali 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 jest utrzymywana przez duży napływ elektronów, przyspieszany z powodu różnicy potencjałów między jonosferą a magnetodiskem. Elektrony te generują prąd, który utrzymuje synchroniczny obrót magnetodyska. Energia tych elektronów wynosi 10–100 keV; wnikając głęboko w atmosferę, jonizują i wzbudzają wodór molekularny, powodując promieniowanie ultrafioletowe. Ponadto podgrzewają jonosferę, co wyjaśnia silne promieniowanie podczerwone zorzy i częściowe ogrzewanie termosfery.

Gorące punkty są powiązane z trzema księżycami galileuszowymi: Io, Europą i Ganimedesem. Powstają, gdy wirująca 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 pojawiające się od czasu do czasu jasne plamy wewnątrz głównych pierścieni są powiązane z interakcją magnetosfery i wiatru słonecznego.

Duża plamka rentgenowska

Połączone zdjęcie Jowisza z teleskopu Hubble'a i teleskopu rentgenowskiego Chandra - luty 2007.

W grudniu 2000 roku teleskop orbitalny Chandra odkrył źródło pulsującego promieniowania rentgenowskiego, zwane Wielką Plamą Rentgenowską, na biegunach Jowisza (głównie na biegunie północnym). Przyczyny tego promieniowania wciąż pozostają tajemnicą.

Modele powstawania i ewolucji

Obserwacje egzoplanet wnoszą znaczący wkład w naszą wiedzę na temat powstawania i ewolucji gwiazd. W ten sposób za ich pomocą ustalono cechy wspólne dla wszystkich planet podobnych do Jowisza:

Powstają jeszcze przed rozproszeniem dysku protoplanetarnego.
Akrecja odgrywa znaczącą rolę w formowaniu.
Wzbogacanie w ciężkie pierwiastki chemiczne za pomocą planetozymali.

Istnieją dwie główne hipotezy wyjaśniające procesy powstawania i powstawania Jowisza.

Zgodnie z pierwszą hipotezą, zwaną hipotezą „skurczu”, względne podobieństwo składu chemicznego Jowisza i Słońca (duża zawartość wodoru i helu) tłumaczy się tym, że podczas formowania się planet we wczesnych stadiach wraz z rozwojem Układu Słonecznego w dysku gazowo-pyłowym utworzyły się masywne „kondensacje”, w wyniku których w podobny sposób powstały planety, czyli Słońce i planety. To prawda, że ​​​​hipoteza ta nie wyjaśnia istniejących różnic w składzie chemicznym planet: na przykład Saturn zawiera więcej ciężkich pierwiastków chemicznych niż Jowisz, który z kolei zawiera więcej niż Słońce. Planety ziemskie zasadniczo różnią się składem chemicznym od planet olbrzymów.

Druga hipoteza (hipoteza „akrecji”) stwierdza, że ​​proces powstawania Jowisza, a także Saturna, przebiegał dwuetapowo. Najpierw przez kilkadziesiąt milionów lat miał miejsce proces powstawania stałych, gęstych ciał, takich jak planety ziemskie. Następnie rozpoczął się drugi etap, kiedy proces akrecji gazu z pierwotnego obłoku protoplanetarnego na te ciała, które osiągnęły w tym czasie masę kilku mas Ziemi, trwał kilkaset tysięcy lat.

Już w pierwszym etapie część gazu rozproszyła się z okolic Jowisza i Saturna, co spowodowało pewne różnice 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 wymaganą do rozpoczęcia akrecji znacznie później, co miało wpływ zarówno na ich masy, jak i skład chemiczny.

W 2004 roku Katharina Lodders z Uniwersytetu Waszyngtońskiego postawiła hipotezę, że jądro Jowisza składa się głównie z materii organicznej o właściwościach adhezyjnych, co z kolei w ogromnym stopniu wpłynęło na wychwytywanie przez jądro materii z otaczającego obszaru przestrzeni. Powstały rdzeń skalno-żywiczny, pod wpływem siły grawitacji, „wychwycił” gaz z mgławicy słonecznej, tworząc współczesnego Jowisza. Pomysł ten wpisuje się w drugą hipotezę dotyczącą pojawienia się Jowisza w wyniku akrecji.

Satelity i pierścienie

Duże satelity Jowisza: Io, Europa, Ganimedes i Kallisto oraz ich powierzchnie.

Księżyce Jowisza: Io, Europa, Ganimedes i Kallisto

Według stanu na styczeń 2012 r. Jowisz ma 67 znanych satelitów – to maksymalna liczba w Układzie Słonecznym. Szacuje się, że może ich być co najmniej sto satelitów. 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 spoza Galilei) i zewnętrzne (55 satelitów, również podzielonych na dwie grupy) - łącznie istnieją 4 „odmiany”. Cztery największe satelity - Io, Europa, Ganimedes i Kallisto - zostały odkryte w 1610 roku przez Galileusza]. Odkrycie księżyców Jowisza było pierwszym poważnym argumentem rzeczowym na rzecz systemu heliocentrycznego Kopernika.

Europa

Najbardziej interesująca jest Europa, która posiada globalny ocean, w którym możliwa jest obecność życia. Specjalne badania wykazały, że ocean rozciąga się na głębokość 90 km, a jego objętość przekracza objętość oceanów Ziemi. Powierzchnia Europy jest usiana uskokami i pęknięciami, które pojawiły się w lodowej powłoce satelity. Sugerowano, że źródłem ciepła dla Europy jest sam ocean, a nie rdzeń satelity. Zakłada się również istnienie oceanu subglacjalnego na Kallisto i Ganimedesie. Opierając się na założeniu, że tlen może przedostać się do oceanu subglacjalnego w ciągu 1-2 miliardów lat, naukowcy teoretycznie zakładają obecność życia na satelicie. Zawartość tlenu w oceanie Europy jest wystarczająca do istnienia nie tylko jednokomórkowych form życia, ale także większych. Satelita ten zajmuje drugie miejsce po Enceladusie pod względem możliwości powstania życia.

I o

Io jest interesujące ze względu na obecność potężnych aktywnych wulkanów; Powierzchnia satelity jest wypełniona produktami aktywności wulkanicznej. Zdjęcia wykonane przez sondy kosmiczne pokazują, że powierzchnia Io jest jasnożółta z plamami brązowymi, czerwonymi i ciemnożółtymi. Plamy te są produktem erupcji wulkanów na Io i składają się głównie z siarki i jej związków; Kolor wykwitów zależy od ich temperatury.
[edytuj] Ganimedes

Ganimedes jest największym satelitą nie tylko Jowisza, ale ogólnie Układu Słonecznego 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 pod powierzchnią ocean; pośrednio wskazuje na to pole magnetyczne Kallisto, które może być generowane przez obecność prądów elektrycznych w słonej wodzie wewnątrz satelity. Za tą hipotezą przemawia również fakt, że pole magnetyczne Kallisto zmienia się w zależności od jego orientacji względem pola magnetycznego Jowisza, co oznacza, że ​​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 tę samą stronę w stronę Jowisza pod wpływem potężnych sił pływowych gigantycznej planety. W tym samym czasie Ganimedes, Europa i Io znajdują się ze sobą w rezonansie orbitalnym. Ponadto wśród satelitów Jowisza istnieje wzór: im dalej satelita znajduje się od planety, tym mniejsza jest jego gęstość (Io – 3,53 g/cm2, Europa – 2,99 g/cm2, Ganimedes – 1,94 g/cm2, Callisto – 1,83 g/cm2). Zależy to od ilości wody na satelicie: na Io praktycznie nie ma wody, na Europie jest jej 8%, a na Ganimedesie i Kallisto sięga aż połowa ich masy.

Małe satelity Jowisza

Pozostałe satelity są znacznie mniejsze i to ciała skaliste o nieregularnym kształcie. Są wśród nich tacy, którzy zwracają się w przeciwnym kierunku. Wśród małych satelitów Jowisza Amaltea cieszy się dużym zainteresowaniem naukowców: zakłada się, że w jej wnętrzu znajduje się system pustych przestrzeni, który powstał w wyniku katastrofy, która miała miejsce w odległej przeszłości - w wyniku bombardowania meteorytami Amaltea pękła na części, które następnie ponownie połączyły się pod wpływem wzajemnego ciążenia, lecz nigdy nie utworzyły jednolitej, monolitycznej bryły.

Metis i Adrastea to księżyce najbliższe Jowiszowi, których średnice wynoszą odpowiednio około 40 i 20 km. Poruszają się wzdłuż krawędzi głównego pierścienia Jowisza po orbicie o promieniu 128 tys. km, dokonując obrotu wokół Jowisza w 7 godzin i będąc najszybszymi satelitami Jowisza.

Całkowita średnica całego układu satelitów Jowisza wynosi 24 miliony km. Co więcej, zakłada się, że w przeszłości Jowisz miał jeszcze więcej satelitów, ale część z nich spadła na planetę pod wpływem jej potężnej grawitacji.

Księżyce z odwrotną rotacją wokół Jowisza

Satelity Jowisza, których nazwy kończą się na „e” - Karme, Sinope, Ananke, Pasiphae i inne (patrz grupa Ananke, grupa Karme, grupa Pasiphae) - krążą wokół planety w przeciwnym kierunku (ruch wsteczny) i zgodnie z naukowcy, powstały nie razem z Jowiszem, ale zostały przez niego schwytane później. Podobną właściwość ma satelita Neptuna, Tryton.

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 co najmniej 4 tymczasowe księżyce gigantycznej planety.

Pierścienie Jowisza

Pierścienie Jowisza (schemat).

Jowisz ma słabe pierścienie odkryte podczas przelotu sondy Voyager 1 obok Jowisza w 1979 roku. Obecność pierścieni zasugerował już w 1960 roku radziecki astronom Siergiej Wsekhswiacki, na podstawie badań odległych punktów orbit niektórych komet Wsekhswiacki 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 cząstek wynosi tylko 1,5%. Jednak nadal można je obserwować: przy kątach fazowych bliskich 180 stopni (patrząc „pod światło”) jasność pierścieni wzrasta około 100 razy, a ciemna nocna strona Jowisza nie pozostawia żadnego oświetlenia. W sumie są trzy pierścienie: jeden główny, „pająk” i aureola.
Zdjęcie pierścieni Jowisza wykonane przez Galileusza w bezpośrednim rozproszonym świetle.

Główny pierścień rozciąga się od 122 500 do 129 230 km od centrum Jowisza. Wewnątrz główny pierścień przekształca się w aureolę toroidalną, a na zewnątrz styka się z aureolą pajęczynówki. Zaobserwowane bezpośrednie rozpraszanie promieniowania w zakresie optycznym jest charakterystyczne dla cząstek pyłu o wielkości mikronów. Jednakże pył w pobliżu Jowisza podlega silnym zaburzeniom niegrawitacyjnym, z tego powodu czas życia ziaren pyłu wynosi 103 ± 1 lat. 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 na orbicie wokół Jowisza. Obserwacje pierścienia pajęczynówki ujawniły dwa oddzielne pasy materiału pochodzącego z orbit Teb i Amaltei. Struktura tych pasów przypomina strukturę zodiakalnych kompleksów pyłowych.

Asteroidy trojańskie

Asteroidy trojańskie to grupa planetoid znajdujących się w obszarze punktów Lagrange'a L4 i L5 Jowisza. Asteroidy znajdują się 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 bohaterów greckich, a okolice L5 bohaterami trojanów. Łącznie według stanu na czerwiec 2010 r. otwarto 1583 tego typu placówki.

Istnieją dwie teorie wyjaśniające pochodzenie trojanów. Pierwszy twierdzi, że powstały one na ostatnim etapie formowania się Jowisza (rozważana jest opcja akrecji). Razem z materią wychwycono planetozymale, na których również nastąpiła akrecja, a ponieważ mechanizm był skuteczny, połowa z nich znalazła się w pułapce grawitacyjnej. Wady tej teorii: liczba obiektów powstałych w ten sposób jest o cztery rzędy wielkości większa od obserwowanej i mają one znacznie większe nachylenie orbity.

Druga teoria jest dynamiczna. 300-500 milionów lat po powstaniu Układu Słonecznego Jowisz i Saturn przeszły przez rezonans 1:2. Doprowadziło to do restrukturyzacji orbit: Neptun, Pluton i Saturn zwiększyły promień swojej orbity, a Jowisz go zmniejszył. Wpłynęło to na stabilność grawitacyjną Pasa Kuipera, a część zamieszkujących go planetoid przeniosła się na orbitę Jowisza. W tym samym czasie wszystkie oryginalne trojany, jeśli takie istniały, zostały zniszczone.

Dalsze losy trojanów są nieznane. Seria słabych rezonansów Jowisza i Saturna spowoduje, że będą się one poruszać chaotycznie, jednak jaka będzie siła tego chaotycznego ruchu i czy zostaną wyrzucone z obecnej orbity, trudno powiedzieć. Ponadto konflikty między sobą powoli, ale skutecznie zmniejszają liczbę trojanów. Niektóre fragmenty mogą stać się satelitami, a inne kometami.

Zderzenia ciał niebieskich z Jowiszem
Kometa szewca – Levy

Ślad jednego ze szczątków komety Shoemaker-Levy, sfotografowany przez Teleskop Hubble'a, lipiec 1994.
Główny artykuł: Kometa Szewca – Levi 9

W lipcu 1992 roku kometa zbliżyła się do Jowisza. Przeleciała w odległości około 15 tysięcy kilometrów od szczytu chmur, a potężny wpływ grawitacyjny gigantycznej planety rozerwał jej jądro na 17 dużych kawałków. Ten rój komet został odkryty w Obserwatorium Mount Palomar przez parę Carolyn i Eugene Shoemakerów oraz astronoma-amatora Davida Levy'ego. W 1994 roku, podczas kolejnego podejścia do Jowisza, wszystkie pozostałości komety uderzyły w atmosferę planety z ogromną prędkością - około 64 kilometrów na sekundę. Ten ogromny kosmiczny kataklizm obserwowano zarówno z Ziemi, jak i przy użyciu środków kosmicznych, w szczególności przy pomocy Kosmicznego Teleskopu Hubble'a, satelity IUE i międzyplanetarnej stacji kosmicznej Galileo. Upadkowi jąder towarzyszyły rozbłyski promieniowania w szerokim zakresie widmowym, generowanie emisji gazów i powstawanie długowiecznych wirów, zmiany w pasach radiacyjnych Jowisza i pojawienie się zorzy polarnej oraz osłabienie jasności Io torus plazmowy w zakresie skrajnego ultrafioletu.

Inne upadki

19 lipca 2009 roku wspomniany już astronom-amator Anthony Wesley odkrył ciemną plamę w pobliżu bieguna południowego Jowisza. Odkrycie to zostało później potwierdzone w Obserwatorium Keck na Hawajach. Analiza uzyskanych danych wykazała, że ​​najprawdopodobniej ciałem, które wpadło do atmosfery Jowisza, była skalista asteroida.

3 czerwca 2010 o godzinie 20:31 czasu międzynarodowego dwóch niezależnych obserwatorów – Anthony Wesley (Australia) i Christopher Go (Filipiny) – sfilmowało błysk nad atmosferą Jowisza, który najprawdopodobniej oznacza upadek nowego, wcześniej nieznanego ciała Jowisz. Dzień po tym wydarzeniu nie wykryto żadnych nowych ciemnych plam w atmosferze Jowisza. Obserwacje wykonano już na największych instrumentach Wysp Hawajskich (Gemini, Keck i IRTF), a w planach są obserwacje na Kosmicznym Teleskopie Hubble'a. 16 czerwca 2010 r. NASA opublikowała komunikat prasowy stwierdzający, że zdjęcia wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a 7 czerwca 2010 r. (4 dni po zarejestrowaniu rozbłysku) nie wykazały żadnych śladów uderzenia w górne warstwy atmosfery Jowisza.

20 sierpnia 2010 roku o godzinie 18:21:56 czasu międzynarodowego nad zachmurzeniem Jowisza pojawił się rozbłysk, który odkrył na nagraniu wideo japoński astronom-amator Masayuki Tachikawa z prefektury Kumamoto. Dzień po ogłoszeniu tego wydarzenia otrzymano potwierdzenie od niezależnego obserwatora Aoki Kazuo, miłośnika astronomii z Tokio. Prawdopodobnie mogło to być upadek asteroidy lub komety w atmosferę gigantycznej planety

Jowisz jest piątą planetą Układu Słonecznego, zaliczaną do gazowych olbrzymów. pięciokrotność średnicy Urana (51 800 km), a jego masa wynosi 1,9×10^27 kg. Jowisz, podobnie jak Saturn, ma pierścienie, ale nie są one wyraźnie widoczne z kosmosu. W tym artykule zapoznamy się z niektórymi informacjami astronomicznymi i dowiemy się, która planeta to Jowisz.

Jowisz to szczególna planeta

Co ciekawe, gwiazda i planeta różnią się od siebie masą. Ciała niebieskie o dużej masie stają się gwiazdami, a ciała o mniejszej masie stają się planetami. Jowisz, ze względu na swoje ogromne rozmiary, może być znany dzisiejszym naukowcom jako gwiazda. Jednak podczas swojego powstawania uzyskała masę niewystarczającą dla gwiazdy. Dlatego Jowisz jest największą planetą w Układzie Słonecznym.

Patrząc na planetę Jowisz przez teleskop, można zobaczyć pomiędzy nimi ciemne pasma i jasne obszary. W rzeczywistości ten obraz tworzą chmury o różnych temperaturach: jasne chmury są zimniejsze niż ciemne. Z tego możemy wywnioskować, że przez teleskop można zobaczyć atmosferę Jowisza, a nie jego powierzchnię.

Na Jowiszu często występują zorze podobne do tych obserwowanych na Ziemi.

Warto zauważyć, że nachylenie osi Jowisza do płaszczyzny jego orbity nie przekracza 3°. Dlatego przez długi czas nic nie było wiadomo o obecności układu pierścieni planety. Główny pierścień planety Jowisz jest bardzo cienki i podczas obserwacji teleskopowych można go oglądać z boku, dlatego trudno go zauważyć. Naukowcy dowiedzieli się o jego istnieniu dopiero po wystrzeleniu statku kosmicznego Voyager, który podleciał do Jowisza pod pewnym kątem i odkrył pierścienie w pobliżu planety.

Jowisz jest uważany za gazowego olbrzyma. Jego atmosfera składa się głównie z wodoru. W atmosferze występują także hel, metan, amoniak i woda. Astronomowie sugerują, że całkiem możliwe jest wykrycie stałego jądra Jowisza za mętną warstwą planety oraz metalicznego wodoru w stanie gazowo-ciekłym.

Podstawowe informacje o planecie

Planeta Układu Słonecznego, Jowisz, ma naprawdę wyjątkowe cechy. Podstawowe dane przedstawia poniższa tabela.

Odkrycie Jowisza

Odkrycia Jowisza dokonał włoski astronom Galileo Galilei w 1610 roku. Galileusz jest uważany za pierwszego człowieka, który użył teleskopu do obserwacji przestrzeni kosmicznej i ciał niebieskich. Odkrycie piątej planety od Słońca – Jowisza – było jednym z pierwszych odkryć Galileusza i stanowiło poważny argument za potwierdzeniem teorii heliocentrycznego układu świata.

W latach 60. XVII wieku Giovanni Cassini zdołał odkryć „paski” na powierzchni planety. Jak wspomniano powyżej, efekt ten powstaje w wyniku różnych temperatur chmur w atmosferze Jowisza.

W 1955 roku naukowcy dowiedzieli się, że materia Jowisza emituje sygnał radiowy o wysokiej częstotliwości. Dzięki temu odkryto istnienie znacznego pola magnetycznego wokół planety.

W 1974 roku sonda Pioneer 11 lecąca w stronę Saturna wykonała kilka szczegółowych zdjęć planety. W latach 1977–1779 wiele wiadomo o atmosferze Jowisza, o zachodzących na nim zjawiskach atmosferycznych, a także o układzie pierścieni planety.

A dziś trwają dokładne badania planety Jowisz i poszukiwanie nowych informacji na jej temat.

Jowisz w mitologii

W mitologii starożytnego Rzymu Jowisz jest najwyższym bogiem, ojcem wszystkich bogów. Jest właścicielem nieba, światła dziennego, deszczu i burz, luksusu i obfitości, prawa i porządku oraz możliwości uzdrowienia, wierności i czystości wszystkich żywych istot. Jest królem istot niebiańskich i ziemskich. W starożytnej mitologii greckiej miejsce Jowisza zajmuje wszechmocny Zeus.

Jego ojcem jest Saturn (bóg ziemi), matką jest Opa (bogini płodności i obfitości), braćmi są Pluton i Neptun, a siostry to Ceres i Westa. Jego żona Juno jest boginią małżeństwa, rodziny i macierzyństwa. Widać, że nazwy wielu ciał niebieskich pojawiły się dzięki starożytnym Rzymianom.

Jak wspomniano powyżej, starożytni Rzymianie uważali Jowisza za najwyższego, wszechmocnego boga. Dlatego też podzielono go na odrębne hipostazy, odpowiedzialne za pewną moc Bożą. Na przykład Jowisz Wiktor (zwycięstwo), Jupiter Tonans (burza z piorunami i deszcz), Jupiter Libertas (wolność), Jupiter Feretrius (bóg wojny i zwycięski triumf) i inni.

Na wzgórzu Kapitol w starożytnym Rzymie był centralnym miejscem wiary i religii całego kraju. To po raz kolejny potwierdza niezachwianą wiarę Rzymian w dominację i majestat boga Jowisza.

Jowisz chronił także mieszkańców starożytnego Rzymu przed arbitralnością cesarzy, chronił święte prawa rzymskie, będąc źródłem i symbolem prawdziwej sprawiedliwości.

Warto również zauważyć, że starożytni Grecy nazywali planetę, której imię nadano na cześć Jowisza, Zeusem. Wynika to z różnic w religii i wierze mieszkańców starożytnego Rzymu i starożytnej Grecji.

Czasami w atmosferze Jowisza pojawiają się wiry o zaokrąglonym kształcie. Wielka Czerwona Plama jest najsłynniejszym z tych wirów i jest również uważana za największą w Układzie Słonecznym. Astronomowie dowiedzieli się o jego istnieniu ponad czterysta lat temu.

Wymiary Wielkiej Czerwonej Plamy – 40 x 15 000 kilometrów – są ponad trzykrotnie większe od Ziemi.

Średnia temperatura na „powierzchni” wiru wynosi poniżej -150°C. Skład plamy nie został jeszcze ostatecznie ustalony. Przyjmuje się, że składa się z wodoru i amonu, a jego czerwoną barwę nadają związki siarki i fosforu. Niektórzy naukowcy uważają również, że plamka zmienia kolor na czerwony pod wpływem promieniowania ultrafioletowego Słońca.

Warto zauważyć, że istnienie tak stabilnych formacji atmosferycznych jak Wielka Czerwona Plama jest niemożliwe w atmosferze ziemskiej, o której wiadomo, że składa się głównie z tlenu (≈21%) i azotu (≈78%).

Księżyce Jowisza

Sam Jowisz jest największy - główna gwiazda Układu Słonecznego. W przeciwieństwie do Ziemi, Jowisz ma 69 księżyców, co stanowi największą liczbę księżyców w całym Układzie Słonecznym. Jowisz i jego księżyce tworzą razem mniejszą wersję Układu Słonecznego: Jowisz, znajdujący się w centrum, i zależne od niego mniejsze ciała niebieskie, obracające się po swoich orbitach.

Podobnie jak sama planeta, niektóre księżyce Jowisza zostały odkryte przez włoskiego naukowca Galileo Galilei. Odkryte przez niego satelity – Io, Ganimedes, Europa i Callisto – nadal nazywane są Galileuszami. Ostatni znany astronomom satelita został odkryty w 2017 roku, więc tej liczby nie należy uważać za ostateczną. Oprócz czterech odkrytych przez Galileusza oraz Metis, Adrastei, Amaltei i Teby, księżyce Jowisza nie są zbyt duże. A inny „sąsiad” Jowisza – planeta Wenus – w ogóle nie został przystosowany do posiadania satelitów. W poniższej tabeli przedstawiono niektóre z nich.

Rozważmy najważniejsze satelity planety - wyniki słynnego odkrycia Galileo Galileo.

I o

Io zajmuje czwarte miejsce pod względem wielkości wśród satelitów wszystkich planet Układu Słonecznego. Jego średnica wynosi 3642 km.

Z czterech księżyców galilejskich Io jest najbliżej Jowisza. Na Io zachodzi duża liczba procesów wulkanicznych, dlatego satelita wygląda bardzo podobnie do pizzy. Regularne erupcje licznych wulkanów okresowo zmieniają wygląd tego ciała niebieskiego.

Europa

Następnym satelitą Jowisza jest Europa. Jest najmniejszym spośród satelitów Galileusza (średnica - 3122 km).

Cała powierzchnia Europy pokryta jest skorupą lodową. Dokładne informacje nie zostały jeszcze wyjaśnione, ale naukowcy sugerują, że pod tą skorupą znajduje się zwykła woda. Zatem budowa tego satelity w pewnym stopniu przypomina budowę Ziemi: stała skorupa, płynna materia i stałe jądro znajdujące się w środku.

Powierzchnia Europy jest również uważana za najbardziej płaską w całym Układzie Słonecznym. Na satelicie nie ma niczego, co wzniosłoby się wyżej niż 100 metrów.

Ganimedes

Ganimedes to największy satelita Układu Słonecznego. Jego średnica wynosi 5260 kilometrów, co przekracza nawet średnicę pierwszej planety od Słońca - Merkurego. A najbliższy sąsiad w układzie planetarnym Jowisza – planeta Mars – ma średnicę sięgającą zaledwie 6740 kilometrów w obszarze równika.

Obserwując Ganimedesa przez teleskop, można dostrzec na jego powierzchni oddzielne jasne i ciemne obszary. Astronomowie odkryli, że składają się one z kosmicznego lodu i stałych skał. Czasami na satelicie można zobaczyć ślady prądów.

Kalisto

Księżyc galilejski położony najdalej od Jowisza to Kallisto. Callisto zajmuje trzecie miejsce wśród satelitów Układu Słonecznego (średnica - 4820 km).

Kallisto jest najbardziej pokrytym kraterami ciałem niebieskim w całym Układzie Słonecznym. Kratery na powierzchni satelity mają różną głębokość i kolory, co wskazuje, że Callisto jest dość stare. Niektórzy naukowcy uważają nawet powierzchnię Kallisto za najstarszą w Układzie Słonecznym, twierdząc, że nie odnawiała się ona od ponad 4 miliardów lat.

Pogoda

Jaka jest pogoda na planecie Jowisz? Na to pytanie nie można odpowiedzieć jednoznacznie. Pogoda na Jowiszu jest zmienna i nieprzewidywalna, ale naukowcom udało się zidentyfikować pewne prawidłowości.

Jak wspomniano powyżej, nad powierzchnią Jowisza pojawiają się potężne wiry atmosferyczne (takie jak Wielka Czerwona Plama). Wynika z tego, że wśród zjawisk atmosferycznych Jowisza można wyróżnić niszczycielskie huragany, których prędkość przekracza 550 kilometrów na godzinę. Na występowanie takich huraganów wpływ mają także chmury o różnej temperaturze, które można wyróżnić na licznych zdjęciach planety Jowisz.

Obserwując Jowisza przez teleskop, można zobaczyć najsilniejsze burze i błyskawice wstrząsające planetą. Zjawisko to na piątej planecie od Słońca uważane jest za trwałe.

Temperatura atmosfery Jowisza spada poniżej -140°C, co uważa się za barierę niekorzystną dla form życia znanych ludzkości. Ponadto widoczny dla nas Jowisz składa się wyłącznie z atmosfery gazowej, dlatego astronomowie wciąż niewiele wiedzą o pogodzie na stałej powierzchni planety.

Wniosek

Tak więc w tym artykule zapoznaliśmy się z największą planetą Układu Słonecznego - Jowiszem. Stało się jasne, że gdyby Jowisz otrzymał podczas swojego powstawania nieco większą ilość energii, wówczas nasz układ planetarny mógłby zostać nazwany „Słońce-Jowisz” i zależny od dwóch największych gwiazd. Jednak Jowisz nie zamienił się w gwiazdę i dziś jest uważany za największego gazowego olbrzyma, którego rozmiar jest naprawdę niesamowity.

Sama planeta została nazwana na cześć starożytnego rzymskiego boga nieba. Ale wiele innych obiektów ziemskich zostało nazwanych na cześć samej planety. Na przykład marka radzieckich magnetofonów „Jupiter”; żaglowiec Floty Bałtyckiej z pocz. XIX w.; marka radzieckich akumulatorów elektrycznych „Jupiter”; Pancernik Królewskiej Marynarki Wojennej; nagroda filmowa zatwierdzona w 1979 roku w Niemczech. Również słynny radziecki motocykl „IZH Planet Jupiter” został nazwany na cześć planety, która położyła podwaliny pod całą serię motocykli drogowych. Producentem tej serii motocykli jest Zakład Budowy Maszyn w Iżewsku.

Astronomia jest jedną z najciekawszych i najbardziej nieznanych nauk naszych czasów. Przestrzeń kosmiczna otaczająca naszą planetę to ciekawe zjawisko, które oddziałuje na wyobraźnię. Współcześni naukowcy dokonują coraz to nowych odkryć, które pozwalają poznać nieznane wcześniej informacje. Dlatego niezwykle ważne jest śledzenie odkryć astronomów, gdyż życie nasze i naszej planety w całości podlega prawom kosmosu.

Jowisz jest piątą planetą w Układzie Słonecznym i należy do grupy gazowych gigantów. Swoją nazwę zawdzięcza rzymskiemu bogowi Jowiszowi, którego odpowiednikiem w mitologii greckiej jest Zeus. Artykuł zawiera informacje na temat parametrów Układu Słonecznego, okresu obrotu Jowisza wokół Słońca i innych cech tego olbrzyma.

Zanim zastanowimy się nad tym, jak długi jest okres gwiazdowy obiegu Jowisza wokół Słońca, scharakteryzujmy układ, w którym znajduje się ten gazowy gigant.

Układ Słoneczny to zbiór głównej gwiazdy i 8 planet krążących wokół tej gwiazdy. Układ ten znajduje się w jednym z ramion Drogi Mlecznej, w odległości 33 000 lat świetlnych od jej centrum. Oprócz planet Układ Słoneczny obejmuje także małe planety karłowate, asteroidy, komety, meteoryty i inne małe ciała kosmiczne.

Według jednej z powszechnych hipotez omawiany układ kosmiczny powstał z gigantycznej chmury gazu i pyłu około 4,7 miliarda lat temu w wyniku procesów fragmentacji i zapadnięcia się.

Planety Układu Słonecznego

Do 24 sierpnia 2006 r. Uważano, że w Układzie Słonecznym jest 9 planet, ale po wprowadzeniu przez Międzynarodową Unię Astronomiczną specjalnej klasy „planet karłowatych” Pluton stał się jedną z nich i liczba planet została zmniejszona do 8.

Planety to okrągłe ciała kosmiczne, które krążą wokół gwiazdy słonecznej po orbitach eliptycznych i wokół własnej osi. Odległość planety od gwiazdy nazywana jest promieniem jej orbity, a ponieważ orbita ma kształt eliptyczny, istnieją dwa takie promienie: duży i mały. Z reguły odległość do każdej kolejnej planety od Słońca jest 2 razy większa niż do poprzedniej. Wszystkie planety Układu Słonecznego, z wyjątkiem Merkurego i Wenus, mają satelity, czyli ciała kosmiczne krążące wokół nich. Najbardziej znanym z tych satelitów jest Księżyc.

Planety najbliżej Słońca nazywane są wewnętrznymi, jest ich 4 (Merkury, Wenus, Ziemia i Mars). Wszystkie te planety charakteryzują się niewielkimi rozmiarami, dużą gęstością tworzącej je materii (ciało stałe), małą prędkością obrotu wokół własnej osi oraz obecnością niewielkiej liczby naturalnych satelitów. Planety znajdujące się na obrzeżach Układu Słonecznego nazywane są gigantami. Są to Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Charakteryzują się małą gęstością materii (gazu), szybkim obrotem wokół osi i dużą liczbą satelitów. Ponadto okres rewolucji wokół Słońca planet Jowisza, Saturna i innych gigantów jest znacznie dłuższy niż okres planet wewnętrznych.

Jowisz jest największą planetą w rozważanym układzie, a Merkury jest najmniejszą. Wenus jest zbliżona rozmiarem i masą do Ziemi, a Mars ma 2 razy mniejszą masę niż Ziemia.

Oprócz opisanych planet i ich satelitów w Układzie Słonecznym znajduje się wiele asteroid i komet. Duża liczba asteroid kręci się pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza (pas asteroid).

Jaka jest planeta Jowisz?

Jowisz jest najjaśniejszą planetą na naszym niebie. Ponadto pod względem wielkości zajmuje drugie miejsce po samym Słońcu. Jeśli dodasz wszystkie masy planet Układu Słonecznego, masa Jowisza będzie prawie 2 razy większa. Masa tego olbrzyma jest 318 razy większa niż masa Ziemi, a jego objętość jest 1317 razy większa od wielkości naszej planety. Niektórzy naukowcy uważają, że Jowisz jest starszy od samego Słońca.

Jowisz składa się głównie z helu i wodoru, które występują w postaci gazowej. Do głównych cech atmosfery należy wielka czerwona plama (ogromny antycyklon znajdujący się w strefie tropikalnej planety), struktura jej chmur, które wyglądają jak ciemne i jasne wstęgi, a także wysoka dynamika atmosfery, w której Wiatr wieje z prędkością do 500 km/h.

Jowisz obraca się wokół własnej osi szybciej niż 10 godzin, co jest rekordową wartością dla Układu Słonecznego. Zanim zaczniemy mówić o okresie obiegu Jowisza wokół Słońca w dniach ziemskich, należy zauważyć, że średni promień jego orbity wynosi 778 milionów km, co w przybliżeniu równa się 5 odległościom naszej gwiazdy od naszej planety.

Teorie powstawania Jowisza

Istnieją dwie teorie powstania tej gigantycznej planety:

1. Planeta powstała z lodowatej Ziemi, podobnie jak 10 planet, które stopniowo gromadziły wokół siebie gaz z kosmosu.
2. Planeta powstała w wyniku zapadania się grawitacyjnego, podobnego do tego podczas powstawania gwiazd.

Obie teorie mają prawo istnieć, jednak nie da się wyjaśnić niektórych faktów dotyczących Jowisza. Na przykład, dlaczego planeta jest tak duża, jest niejasne, ponieważ nie da się wyjaśnić nasycenia atmosfery tego giganta gazami szlachetnymi. Badanie wewnętrznej struktury planety powinno wyjaśnić te i inne pytania.

Okres obiegu Jowisza wokół Słońca

Jak wspomniano powyżej, Jowisz znajduje się w odległości 5,2 jednostek astronomicznych (AU) od Słońca, czyli 5,2 razy dalej niż Ziemia. Według danych pomiarowych okres obiegu Jowisza wokół Słońca wynosi 12 lat, w tym czasie Ziemi udaje się wykonać prawie 12 obrotów wokół Słońca. Bardziej dokładna wartość okresu Jowisza to 11,86 lat ziemskich.

Powyżej zauważono, że kształt orbity dowolnej planety Układu Słonecznego jest elipsą, ale dla Jowisza jest prawie okrągły. Można to udowodnić w prosty sposób. Średni promień orbity tego giganta wynosi R = 778412026 km. Jeśli obliczymy obwód orbity planety (2*pi*R, gdzie pi = 3,14) i podzielimy go przez średnią prędkość ruchu olbrzyma na jej orbicie v = 13,0697 km/s, wówczas otrzymamy wartość Jowisza okres orbitalny równy 11, 86, co dokładnie pokrywa się z wartością zmierzoną eksperymentalnie.

Gwoli ścisłości, zauważamy, że podczas obrotu orbitalnego Jowisz zbliża się do gwiazdy na minimalną odległość 4,95 AU, a oddala się na maksymalną odległość 5,46 AU, co oznacza, że ​​kształt jego orbity różni się od koła idealnego o około 4,8%.

Jeśli wyrazimy okres obrotu Jowisza wokół Słońca w dniach ziemskich, wówczas liczba ta wyniesie 11 lat 315 dni i 1,1 godziny lub 4334 dni, biorąc pod uwagę lata przestępne.

Specyfika obrotu gigantycznej planety na jej orbicie

Rozwijając pytanie, jaki jest okres obiegu Jowisza wokół Słońca w dniach, powinniśmy wspomnieć o jednym ciekawym fakcie. Przyzwyczailiśmy się myśleć, że Jowisz, podobnie jak inne planety, kręci się wokół naszej gwiazdy, ale nie jest to do końca prawdą. Dzieje się tak za sprawą masy gazowego olbrzyma, która jest zaledwie 1000 razy mniejsza od masy Słońca. Dla porównania zauważamy, że masa naszej niebieskiej planety jest 330 tysięcy razy mniejsza od masy Słońca, a druga co do wielkości planeta Układu Słonecznego jest 3500 razy mniejsza od Słońca.

Jednocześnie z fizyki wiadomo, że dwa ciała, które obracają się wokół siebie, w rzeczywistości obracają się wokół wspólnego środka ciężkości, czyli środka ciężkości. Jeśli jedno z tych dwóch ciał ma znacznie większą masę niż drugie ciało, wówczas środek ciężkości praktycznie pokrywa się ze środkiem masy pierwszego masywnego ciała. Tę ostatnią sytuację można zaobserwować, jeśli weźmiemy pod uwagę obrót dowolnej planety wokół Słońca.

Jeśli mówimy o obrocie Jowisza, to w rzeczywistości pod wpływem silnej grawitacji tego olbrzyma nasza gwiazda również obraca się po małej orbicie, której promień jest 1,068 razy większy od promienia Słońca. Opisane zjawisko pokazano poniżej na rysunku, gdzie słowo Jowisz oznacza Jowisza.

Gdzie na niebie widać Jowisza?

Ponieważ Jowisz znajduje się dalej od Słońca niż nasza planeta, a okres obiegu Jowisza wokół Słońca jest znacznie dłuższy niż ta wartość dla Ziemi, olbrzyma można zobaczyć w dowolnym punkcie ekliptyki, można go też przyćmić przez Słońce. Zwróć uwagę, że planety Wenus i Merkury znajdują się bliżej naszej gwiazdy niż Ziemia, więc można je zobaczyć tylko w kierunku Słońca.

Jowisz jest drugą co do jasności planetą (pierwszą jest Wenus), którą można zobaczyć na niebie gołym okiem. Planeta ma biało-żółty kolor. Za pomocą teleskopu widać atmosferę i satelity tego giganta.

Nauka astrologii, która opiera się na istnieniu korelacji między wydarzeniami na niebie i na Ziemi, jest ściśle związana z parametrami astronomicznymi i ruchem ciał w Układzie Słonecznym. Obecnie istnieją dwa główne typy astrologii: zachodnia (popularna w Europie i Ameryce) oraz wschodnia (Chiny, Indie).

W astrologii zachodniej istnieje 12 konstelacji tworzących okrąg zodiaku, przez który Słońce widziane z Ziemi przechodzi w pierwszym roku ziemskim. Linię, wzdłuż której nasza gwiazda wykonuje swój roczny ruch, nazywa się ekliptyką. Wszystkie konstelacje zodiaku, patrząc z Ziemi, tworzą pas o szerokości 30 o, pośrodku tego pasa znajduje się linia ekliptyki.

W astrologii uważa się, że gdy Słońce znajduje się w pobliżu określonej konstelacji zodiaku, osoby urodzone w tym czasie będą miały pewne cechy. Ale o tych cechach decyduje nie tylko pora roku, w której dana osoba się urodziła, ale także położenie planet w Układzie Słonecznym.

Jowisz w astrologii

W astrologii ta planeta reprezentuje umiejętności komunikacyjne danej osoby. Jest kojarzony z podróżami, filozofią i przekonaniami religijnymi. Zgodnie z okresem obiegu Jowisza wokół Słońca, planeta potrzebuje prawie 1 roku ziemskiego, aby przejść cały okrąg zodiaku. Jowisz jest uważany za planetę patrona znaków zodiaku Strzelec i Ryby.