बृहस्पति के वायुमंडल की संरचना। बृहस्पति का वातावरण और आंतरिक संरचना

बृहस्पति के वायुमंडल में ग्रह के भूमध्य रेखा के समानांतर विस्तृत बैंड के भीतर बहने वाली उच्च गति वाली हवाओं की विशेषता है, जिसमें बृहस्पति पर आसन्न बैंड में विपरीत दिशाओं में निर्देशित हवाएं हैं। बृहस्पति पर हवाएँ 500 किमी / घंटा की गति तक पहुँचती हैं। बृहस्पति का वातावरण एक विशाल दबाव बनाता है जो आपके ग्रह के केंद्र के करीब पहुंचते ही बढ़ जाता है। कोर से सबसे दूर की परत में मुख्य रूप से साधारण आणविक हाइड्रोजन और हीलियम होते हैं, जो अंदर तरल अवस्था में होते हैं और धीरे-धीरे बाहर गैसीय में बदल जाते हैं। बृहस्पति पर अक्षांश में सीमित बैंड हैं, जिनके भीतर हवाएं बहुत तेज गति से चलती हैं, और उनकी दिशाएं आसन्न बैंड में विपरीत होती हैं। इन क्षेत्रों के बीच रासायनिक संरचना और तापमान में मामूली अंतर उनके लिए रंगीन बैंड के रूप में प्रकट होने के लिए पर्याप्त है। हल्की धारियों को ज़ोन, डार्क-बेल्ट कहा जाता है। बृहस्पति का वातावरण अत्यधिक अशांत है। बृहस्पति के बादलों में दिखाई देने वाले चमकीले रंग वातावरण में मौजूद तत्वों के बीच विभिन्न रासायनिक प्रतिक्रियाओं का परिणाम हैं, संभवतः सल्फर सहित, जो रंगों की एक विस्तृत श्रृंखला का उत्पादन कर सकते हैं, लेकिन विवरण अभी तक ज्ञात नहीं हैं।

बृहस्पति के चंद्रमा

तीसरी सहस्राब्दी की शुरुआत तक, बृहस्पति के पास 28 ज्ञात उपग्रह हैं। उनमें से चार बड़े और भारी हैं। वे ग्रह के भूमध्य रेखा के तल में लगभग गोलाकार कक्षाओं में घूमते हैं। 20 बाहरी उपग्रह ग्रह से इतनी दूर हैं कि वे इसकी सतह से नग्न आंखों के लिए अदृश्य हैं, और उनमें से सबसे दूर के आकाश में बृहस्पति चंद्रमा से छोटा दिखता है। कई छोटे उपग्रह लगभग समान कक्षाओं में घूमते हैं। ये सभी बृहस्पति के बड़े उपग्रहों के अवशेष हैं, जो इसके गुरुत्वाकर्षण से नष्ट हो गए हैं। बृहस्पति के बाहरी उपग्रहों को ग्रह के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र द्वारा अच्छी तरह से पकड़ा जा सकता है: वे सभी विपरीत दिशा में बृहस्पति के चारों ओर घूमते हैं।

जुपिटर.io . का उपग्रह

कक्षा = 422,000 किमी बृहस्पति से व्यास = 3630 किमी द्रव्यमान = 8.93*1022 किग्रा

Io बृहस्पति का तीसरा सबसे बड़ा और निकटतम चंद्रमा है। Io चंद्रमा से थोड़ा बड़ा है बाहरी सौर मंडल के अधिकांश उपग्रहों के विपरीत, Io और यूरोपा स्थलीय ग्रहों की संरचना में समान हैं, मुख्यतः सिलिकेट चट्टानों की उपस्थिति में। Io में 900 किमी की त्रिज्या वाला एक लोहे का कोर है। Io की सतह सौर मंडल के किसी भी अन्य पिंड की सतह से मौलिक रूप से भिन्न है। Io पर बहुत कम क्रेटर पाए गए हैं, इसलिए इसकी सतह बहुत छोटी है। आयो के ज्वालामुखियों से निकलने वाली सामग्री सल्फर या सल्फर डाइऑक्साइड का एक रूप है। ज्वालामुखी विस्फोट तेजी से बदलते हैं। Io इस सारी गतिविधि के लिए ऊर्जा संभवत: यूरोपा, गेनीमेड और जुपिटर के साथ ज्वारीय अंतःक्रियाओं से प्राप्त होती है। Io बृहस्पति की चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं को पार करता है, जिससे विद्युत धारा उत्पन्न होती है। गेनीमेड की तरह Io का अपना चुंबकीय क्षेत्र हो सकता है। Io में सल्फर डाइऑक्साइड और कुछ अन्य गैसों से युक्त एक बहुत ही दुर्लभ वातावरण है। बृहस्पति के अन्य चंद्रमाओं के विपरीत, आयो में बहुत कम या बिल्कुल पानी नहीं है। Io में एक ठोस धातु का कोर होता है, जो पृथ्वी के समान एक चट्टानी मेंटल से घिरा होता है। बृहस्पति के प्रभाव में आयो का आकार बहुत विकृत हो जाता है। बृहस्पति के घूर्णन और ज्वारीय प्रभाव के कारण आयो स्थायी रूप से अंडाकार है।

बादल स्तर:जब बृहस्पति के वायुमंडल का दबाव पृथ्वी के वायुमंडल के दबाव तक पहुंच जाएगा, तो हम रुक जाएंगे और चारों ओर देखेंगे। ऊपर आप सामान्य नीला आकाश देख सकते हैं, संघनित अमोनिया के घने सफेद बादल घूमते हैं। इसकी गंध मनुष्यों के लिए अप्रिय है, इसलिए यह हमारे अवलोकन बिंदु को प्रसारित करने के लायक नहीं है; इसके अलावा, बाहर ठंढा है: - 100 डिग्री सेल्सियस।

बृहस्पति के बादलों के हिस्से का लाल रंग यह दर्शाता है कि कई जटिल रासायनिक यौगिक हैं। वातावरण में विभिन्न प्रकार की रासायनिक प्रतिक्रियाएं सौर पराबैंगनी विकिरण, शक्तिशाली बिजली के निर्वहन (बृहस्पति पर एक गरज के साथ एक प्रभावशाली दृष्टि होनी चाहिए!), साथ ही साथ ग्रह के आंतरिक भाग से आने वाली गर्मी से शुरू होती हैं। बृहस्पति के वातावरण में हाइड्रोजन (81%) और हीलियम के एक छोटे अंश (18%) के अलावा, मीथेन, अमोनिया और जल वाष्प की थोड़ी मात्रा होती है। वैज्ञानिकों को एसिटिलीन, एथेन, कार्बन मोनोऑक्साइड, हाइड्रोसायनिक एसिड, जर्मेनियम हाइड्राइड, फॉस्फीन और प्रोपेन के निशान भी मिले। इस रासायनिक "दलिया" से वातावरण के नारंगी रंग की भूमिका के लिए मुख्य दावेदारों को चुनना मुश्किल है: यह फास्फोरस, सल्फर या कार्बनिक यौगिक हो सकते हैं।

बादलों की अगली परत में -10 डिग्री सेल्सियस के तापमान पर अमोनियम हाइड्रोसल्फाइड के लाल-भूरे रंग के क्रिस्टल होते हैं। जल वाष्प और पानी के क्रिस्टल 20 डिग्री सेल्सियस के तापमान पर बादलों की निचली परत बनाते हैं और कई वायुमंडल का दबाव - लगभग ऊपर बृहस्पति के महासागर की बहुत सतह। (हालांकि कुछ मॉडल तरल अमोनिया से बादलों की चौथी परत की उपस्थिति की अनुमति देते हैं।)

वायुमंडलीय परत की मोटाई, जिसमें ये सभी अद्भुत बादल संरचनाएं उत्पन्न होती हैं, 1000 किमी है। भूमध्य रेखा के समानांतर अंधेरे धारियां और प्रकाश क्षेत्र विभिन्न दिशाओं के वायुमंडलीय धाराओं के अनुरूप हैं (कुछ ग्रह के घूमने से पीछे हैं, अन्य इससे आगे हैं)। इन धाराओं की गति 100 मीटर/सेकेंड तक होती है। बहुआयामी धाराओं की सीमा पर विशालकाय एडीज बनते हैं। ग्रेट रेड स्पॉट विशेष रूप से प्रभावशाली है - एक विशाल वायुमंडलीय भंवर। यह कब उत्पन्न हुआ यह ज्ञात नहीं है, लेकिन इसे 300 वर्षों से दूरबीनों में देखा जा रहा है।

हाल के अध्ययनों से पता चलता है कि एक ग्रह सूर्य से जितना दूर होता है, उसका वातावरण उतना ही कम अशांत होता है, पड़ोसी क्षेत्रों के बीच गर्मी का आदान-प्रदान उतना ही कम होता है और कम ऊर्जा का प्रसार होता है। बड़े ग्रहों के वातावरण में, भौतिक प्रक्रियाएं ऐसी होती हैं कि अलग-अलग छोटे क्षेत्रों से ऊर्जा बड़े क्षेत्रों में स्थानांतरित हो जाती है और फिर वैश्विक वायु संरचनाओं में जमा हो जाती है - आंचलिक प्रवाह। ये धाराएँ बादलों की पेटियाँ हैं जिन्हें एक छोटी दूरबीन से भी देखा जा सकता है। पड़ोसी धाराएँ विपरीत दिशाओं में चलती हैं। रासायनिक संरचना के आधार पर उनका रंग थोड़ा भिन्न हो सकता है। बृहस्पति की सबसे ऊंची परतों में रंगीन बादल पाए जाते हैं (उनकी गहराई ग्रह की त्रिज्या का लगभग 0.1-0.3% है)। उनके रंग की उत्पत्ति एक रहस्य बनी हुई है, हालांकि, जाहिरा तौर पर, यह तर्क दिया जा सकता है कि यह वातावरण के ट्रेस घटकों से जुड़ा हुआ है और इसमें होने वाली जटिल रासायनिक प्रक्रियाओं को इंगित करता है। कैसिनी जांच द्वारा 2000 के अंत में एक अध्ययन के आधार पर, यह पाया गया कि प्रकाश बैंड और ग्रेट रेड स्पॉट (लगभग 35 हजार किमी की एक प्रमुख धुरी के आकार के साथ एक विशाल तूफान और 14 हजार किमी की एक छोटी धुरी) हैं। डॉवंड्राफ्ट से जुड़े (वायुमंडलीय द्रव्यमान का ऊर्ध्वाधर परिसंचरण); यहां बादल अधिक होते हैं और तापमान अन्य क्षेत्रों की तुलना में कम होता है। बादलों का रंग ऊंचाई से संबंधित होता है: नीली संरचनाएं सबसे ऊपर होती हैं, भूरे रंग उनके नीचे होते हैं, फिर सफेद होते हैं। लाल संरचनाएं सबसे कम हैं। ग्रह का लाल रंग मुख्य रूप से वायुमंडल में लाल फास्फोरस की उपस्थिति और संभवतः विद्युत निर्वहन से उत्पन्न होने वाले कार्बनिक पदार्थों के लिए जिम्मेदार है। जिस क्षेत्र में दबाव लगभग 100 kPa है, वहां का तापमान लगभग 160 K है। बृहस्पति के वातावरण में गरज के साथ बौछारें देखी गई हैं। ऊपरी बादलों का तापमान -130°C होता है। बृहस्पति सूर्य से प्राप्त होने वाली ऊर्जा से 60% अधिक ऊर्जा मुक्त करता है। वायुमंडल आने वाली सूर्य के प्रकाश का 45% परावर्तित करता है। एक आयनोस्फीयर की उपस्थिति भी स्थापित की गई थी, जिसकी लंबाई लगभग 3000 किमी है।

ग्रेट रेड स्पॉट:बादलों की घनी परत के कारण बृहस्पति की सतह को सीधे नहीं देखा जा सकता है, जो बारी-बारी से काले बैंड और चमकीले क्षेत्रों का एक पैटर्न है। बैंड के रंग में अंतर छोटे रासायनिक और तापमान अंतर के कारण होता है। बैंड और ज़ोन की स्थिति और आकार समय के साथ धीरे-धीरे बदलते हैं। बृहस्पति के बादलों में दिखाई देने वाले चमकीले रंग संभवतः इसके वातावरण में मौलिक अशुद्धियों की चतुर रासायनिक प्रतिक्रियाओं का परिणाम हैं, संभवतः सल्फर सहित, जिनके यौगिक रंगों की एक विस्तृत विविधता बनाते हैं। बृहस्पति की बादल संरचना की अंधेरे धारियां और हल्के क्षेत्र, जिनकी गति कभी-कभी 500 किमी / घंटा तक पहुंच जाती है, उनके अस्तित्व और उनके आकार दोनों के लिए मेरिडियन दिशा में ग्रह को घेरने वाली तूफानी हवाओं के कारण होती है। पृथ्वी पर, हवाएं तापमान में बड़े अंतर से निर्मित होती हैं - ध्रुव और भूमध्य रेखा के बीच 40 डिग्री सेल्सियस से अधिक। लेकिन बृहस्पति के ध्रुव और भूमध्य रेखा दोनों का तापमान लगभग समान (-130 डिग्री सेल्सियस) है, कम से कम बादलों के आधार पर। जाहिर है, बृहस्पति की हवाएं मुख्य रूप से इसकी आंतरिक गर्मी से संचालित होती हैं, न कि सूर्य की गर्मी से, जैसा कि पृथ्वी पर होता है।

सामान्य तौर पर, पूरे ग्रह के वातावरण की रासायनिक संरचना सौर से काफी भिन्न नहीं होती है और एक छोटे तारे जैसा दिखता है।

द ग्रेट रेड स्पॉट 14,000 x 35,000 किमी (अर्थात दो अर्थ डिस्क) मापने वाला एक अंडाकार है। ग्रेट रेड स्पॉट में पदार्थ वामावर्त गति करता है, जिससे पृथ्वी के 7 दिनों में पूर्ण क्रांति हो जाती है। स्पॉट औसत स्थिति के सापेक्ष किसी न किसी दिशा में शिफ्ट होता है। अध्ययनों से पता चलता है कि 100 साल पहले इसका आकार दोगुना बड़ा था। 1938 में, 30° दक्षिण अक्षांश के पास तीन बड़े सफेद अंडाकारों का निर्माण और विकास दर्ज किया गया था। पर्यवेक्षकों ने छोटे सफेद अंडाकारों की एक श्रृंखला का भी उल्लेख किया, जो एडी का भी प्रतिनिधित्व करते हैं। इसलिए, यह माना जा सकता है कि रेड स्पॉट एक अद्वितीय गठन नहीं है, बल्कि तूफान परिवार का सबसे शक्तिशाली सदस्य है। ऐतिहासिक रिकॉर्ड मध्य-उत्तरी अक्षांशों में इस तरह के लंबे समय तक रहने वाले सिस्टम को प्रकट नहीं करते हैं। 15°N के पास बड़े काले अंडाकार होते हैं, लेकिन किसी तरह एडीज के उभरने और रेड स्पॉट जैसी स्थिर प्रणालियों में उनके बाद के परिवर्तन के लिए आवश्यक शर्तें केवल दक्षिणी गोलार्ध में मौजूद हैं।

बृहस्पति पर कभी-कभी इतने बड़े चक्रवाती सिस्टम की टक्कर हो जाती है। उनमें से एक 1975 में हुआ था, जिससे स्पॉट का लाल रंग कई वर्षों तक फीका रहा। 2002 में ग्रेट रेड स्पॉट और ग्रेट व्हाइट ओवल के बीच इसी तरह की टक्कर हुई थी। व्हाइट ओवल एक क्लाउड बेल्ट का हिस्सा है जिसकी कक्षीय अवधि ग्रेट रेड स्पॉट की तुलना में कम है। फरवरी 2002 के अंत में ग्रेट रेड स्पॉट द्वारा अंडाकार को ब्रेक देना शुरू किया गया था, और टक्कर पूरे एक महीने तक जारी रही। ग्रेट रेड स्पॉट का लाल रंग वैज्ञानिकों के लिए एक रहस्य है, संभवतः फॉस्फोरस सहित रसायनों के कारण होता है। वास्तव में, पूरे जोवियन वातावरण की उपस्थिति देने वाले रंग और तंत्र अभी भी खराब समझे जाते हैं और केवल इसके मापदंडों के प्रत्यक्ष माप द्वारा ही समझाया जा सकता है।

मिश्रण:बादलों की ऊपरी परत लगभग 50 किमी मोटी होती है। इस क्षेत्र में, वायुमंडल में दबाव पृथ्वी के दबाव के बराबर है, लेकिन यह गहराई के साथ तेजी से बढ़ता है। बादलों के नीचे लगभग 21,000 किमी मोटी एक परत होती है, जिसमें हाइड्रोजन और हीलियम का मिश्रण होता है, हाइड्रोजन धीरे-धीरे बढ़ते दबाव और तापमान (6000 डिग्री सेल्सियस तक) के साथ गैस से तरल में अपनी अवस्था बदलता है। द्रव हाइड्रोजन परत के नीचे द्रव धात्विक हाइड्रोजन का समुद्र 40,000 किमी गहरा है। तरल धात्विक हाइड्रोजन, पृथ्वी पर अज्ञात, 3 मिलियन वायुमंडल के दबाव में बनता है। प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉनों से बना, यह बिजली का एक उत्कृष्ट संवाहक है। हाल के प्रयोगों से पता चला है कि हाइड्रोजन अचानक अपना चरण नहीं बदलता है, इसलिए बृहस्पति के आंतरिक भाग में परतों के बीच स्पष्ट सीमाएँ नहीं होती हैं। वैज्ञानिकों का मानना है कि बृहस्पति के पास पृथ्वी के व्यास का डेढ़ गुना ठोस कोर है, लेकिन 10-30 गुना अधिक सघन है। बृहस्पति पर ठोस सतह होने पर भी, अंतर्निहित वातावरण के ऊपर भार से कुचले जाने के डर के बिना उस पर खड़ा नहीं हो सकता। सैद्धांतिक गणना के अनुसार, ग्रह के कोर का तापमान लगभग 30,000 डिग्री सेल्सियस है, और दबाव 30-100 मिलियन वायुमंडल है। थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं के लिए ऐसी स्थितियां अपर्याप्त हैं, लेकिन बृहस्पति सूर्य से प्राप्त होने वाली ऊर्जा से लगभग 2 गुना अधिक ऊर्जा अंतरिक्ष में विकीर्ण करता है। यह सबसे अधिक संभावना है कि ग्रह का अतिरिक्त तापीय विकिरण ग्रह के गुरुत्वाकर्षण संकुचन का परिणाम है, जो आज भी जारी है। गर्मी वायुमंडल के माध्यम से यात्रा करती है और बादल मुक्त क्षेत्रों के माध्यम से बाहर निकलती है, जिसे उचित रूप से "हॉट स्पॉट" कहा जाता है। बृहस्पति अपनी धुरी (पृथ्वी की तुलना में 2.5 गुना तेज) के चारों ओर तेजी से घूमता है, और एक विशाल केन्द्रापसारक बल की क्रिया ने इस तथ्य को जन्म दिया है कि ग्रह काफ़ी चपटा है। बृहस्पति की ध्रुवीय त्रिज्या भूमध्य रेखा से 4400 किमी कम है। सूर्य की तरह, भूमध्य रेखा पर इसकी घूर्णन गति का अधिकतम मान होता है और बढ़ते अक्षांश के साथ घट जाती है। इस अंतर का कारण अब तक स्पष्ट नहीं है।

बृहस्पति की खोज

बृहस्पति का वातावरण

बीकेपी और सफेद अंडाकार

भूमध्यरेखीय क्षेत्र

बृहस्पति के वायुमंडल में मुख्य रूप से आणविक हाइड्रोजन (द्रव्यमान से 76.1%) और हीलियम (द्रव्यमान से 23.8%) होते हैं। मीथेन (0.21%), अमोनिया, अक्रिय गैसें, साथ ही पानी के बर्फ के क्रिस्टल कम मात्रा में मौजूद होते हैं। बृहस्पति की सतह पर लगातार तेज हवाएं चलती हैं। पृथ्वी पर, हम हवाओं को 150 मीटर/सेकेंड की गति से तूफान कहेंगे, लेकिन बृहस्पति के लिए ऐसी हवाएं सामान्य हैं। यह स्थापित किया गया है कि बृहस्पति के उत्तरी गोलार्ध में, वायुमंडलीय हवा का प्रवाह 600 किमी/घंटा (यह 166 मीटर/सेकेंड) तक पहुंच जाता है।

बृहस्पति के साथ-साथ अन्य गैसीय ग्रहों पर सतह और वातावरण के बीच एक स्पष्ट सीमा मौजूद नहीं है। इस तरह की सीमा निर्धारित करने के लिए, खगोलविदों ने एक सशर्त "शून्य ऊंचाई" की अवधारणा पेश की, जिस पर तापमान ढाल रिवर्स में बदल जाता है, यानी। तापमान उलटी गिनती शुरू होता है। बृहस्पति पर शून्य ऊंचाई को सटीक रूप से निर्धारित करने के लिए, इसके वातावरण का अभी तक पर्याप्त अध्ययन नहीं किया गया है। 1 nbar का दबाव स्तर ग्रह के वायुमंडल की ऊपरी सीमा के रूप में लिया जाता है। गैलीलियो जांच के साथ वातावरण के भौतिक गुणों को मापते समय, 1 वायुमंडल के दबाव वाले एक संदर्भ बिंदु का उपयोग किया गया था।

गैलीलियो प्रोब के अनुसार, हवा की गति पहले गहराई के साथ बढ़ती है, और फिर स्थिर हो जाती है। 0.5 एटीएम के दबाव स्तर पर। हवा की गति 90 मीटर/सेकंड थी, 170 . तक पहुंच गई एम / एस 4 एटीएम के स्तर पर।और फिर लगभग नहीं बदला।

अक्षांश के कार्य के रूप में बृहस्पति पर क्षेत्रीय हवाओं का वेग/दिशा

बृहस्पति के भूमध्यरेखीय क्षेत्र में हवाएँ आगे की दिशा में चलती हैं, अर्थात्। ग्रह के घूमने की दिशा में, लगभग गति से। 70-140 मीटर/सेकंड। लेकिन पहले से ही उत्तरी और दक्षिणी अक्षांशों के 15-18 डिग्री पर, गैस प्रवाह की दिशा विपरीत दिशा में बदल जाती है, जहां यह 50-60 मीटर / सेकंड की गति तक पहुंच जाती है। भविष्य में, आगे और पीछे वायुमंडलीय धाराएँ कई बार एक-दूसरे की जगह लेती हैं, और उनमें हवा की गति बढ़ती अक्षांश के साथ कम हो जाती है। उपध्रुवीय अक्षांशों में, क्षेत्रीय हवा की गति शून्य के करीब होती है।

यह स्थापित किया गया है कि बृहस्पति के वायुमंडल में बादलों की तीन परतें मौजूद हैं। सबसे ऊपर जमे हुए अमोनिया के बादल हैं, नीचे अमोनियम हाइड्रोजन सल्फाइड और मीथेन के क्रिस्टल हैं, और सबसे निचली परत में पानी की बर्फ और संभवतः तरल पानी है।

बृहस्पति का वातावरण अत्यधिक विद्युत रूप से सक्रिय है। वहां लगातार गरज के साथ छींटे पड़ते हैं। बिजली 1000 किमी और उससे भी अधिक की लंबाई तक पहुँचती है। पृथ्वी के वायुमंडल में 50 किमी लंबी बिजली दुर्लभ है।

बृहस्पति के वातावरण में बिजली की चमक। ग्रह के रात्रि पक्ष का एक स्नैपशॉट।

आधुनिक अवधारणाओं के अनुसार, बृहस्पति की बाहरी परत ग्रह की त्रिज्या की 0.15 मोटी है, अर्थात। लगभग 10,000 किमी में गैस (हाइड्रोजन और हीलियम का मिश्रण) होती है। इस परत के पीछे तरल आणविक हाइड्रोजन (तरल हाइड्रोजन और हीलियम का मिश्रण) की एक परत होती है। इस परत की मोटाई ग्रह की त्रिज्या का लगभग 0.75 है, अर्थात। लगभग 54 हजार किमी. इस परत में द्रव हाइड्रोजन का तापमान 2000°C तक पहुँच जाता है। इसके अलावा, ग्रह की त्रिज्या (लगभग 65 हजार किमी) के 0.9 तक की गहराई पर, हाइड्रोजन एक ठोस धात्विक अवस्था में है जिसका घनत्व 11 (g / cm³) और तापमान 20,000 ° C है। इस क्षेत्र में दबाव पृथ्वी के 5 मिलियन वायुमंडल तक पहुँच जाता है।

बृहस्पति का कोर लोहे के सिलिकेट और पथरीले चट्टानों का एक ठोस निर्माण है। कोर की त्रिज्या ग्रह की त्रिज्या 0.1 से 0.15 तक हो सकती है, और इसका द्रव्यमान बृहस्पति के कुल द्रव्यमान का लगभग 4% है।

धात्विक हाइड्रोजन को इसके एकत्रीकरण की स्थिति के रूप में समझा जाता है, जब कई मिलियन पृथ्वी के वायुमंडल के दबाव में, हाइड्रोजन परमाणुओं के इलेक्ट्रॉन प्रोटॉन के साथ अपना संबंध खो देते हैं और आसपास के पदार्थ के अंदर स्वतंत्र रूप से चले जाते हैं। धातुओं में इलेक्ट्रॉन समान व्यवहार करते हैं।

सूर्य से काफी दूरी पर होने के कारण बृहस्पति को पृथ्वी की तुलना में 27 गुना कम सौर ताप प्राप्त होता है। पृथ्वी से किए गए माप और स्वचालित जांच से पता चला है कि बृहस्पति की अवरक्त विकिरण ऊर्जा, दूर के सूर्य से ग्रह द्वारा प्राप्त तापीय ऊर्जा का लगभग 1.5 गुना है। तो बृहस्पति के पास आंतरिक ताप भंडार है। यह माना जाता है कि तापीय ऊर्जा के ये भंडार ग्रह के निर्माण के बाद से अवशिष्ट हैं। यह अनुमान लगाने का कोई मतलब नहीं है कि बृहस्पति के आंतों में तापमान किन मूल्यों तक पहुंच सकता है, हालांकि कुछ लेखक 23,000 डिग्री सेल्सियस से 100,000 डिग्री सेल्सियस के संभावित स्तर को कहते हैं।

ग्रह की आंतरिक परतों को बनाने वाले पदार्थों की कम तापीय चालकता के कारण बृहस्पति की सतह कमजोर रूप से गर्म होती है। इसलिए, बृहस्पति की सतह पर भयानक ठंड का शासन है - शून्य से 150 डिग्री सेल्सियस तक। साथ ही, बृहस्पति पर एक आंतरिक ताप स्रोत की कार्रवाई इस तथ्य में प्रकट होती है कि इसके वायुमंडल में चक्रवात और प्रतिचक्रवात लगातार बढ़ रहे हैं, तेज हवाएं लगातार पश्चिम से पूर्व की ओर, फिर पूर्व से पश्चिम की ओर चल रही हैं। वायुमंडलीय गतिविधि की ऐसी अभिव्यक्तियों के लिए, बृहस्पति द्वारा सूर्य से प्राप्त तापीय ऊर्जा पूरी तरह से अपर्याप्त होगी। इसकी पुष्टि मौसम संबंधी गणनाओं से होती है।

बृहस्पति का चुंबकीय क्षेत्र

1979 तक, वैज्ञानिकों के पास बृहस्पति में चुंबकीय क्षेत्र की उपस्थिति या अनुपस्थिति का कोई डेटा नहीं था। मार्च 1979 में एक स्वचालित इंटरप्लेनेटरी स्टेशन से प्राप्त वैज्ञानिक जानकारी से वोयाजर 1, और बाद में एम्स से "ओडीसियस", यह स्पष्ट हो गया कि बृहस्पति के पास एक मजबूत चुंबकीय क्षेत्र है। कुछ अनुमानों के अनुसार, बृहस्पति पर चुंबकीय क्षेत्र की ताकत पृथ्वी की तुलना में लगभग 50 गुना अधिक है। बृहस्पति के घूर्णन अक्ष के संबंध में चुंबकीय अक्ष 10.2 ± 0.6° झुका हुआ है। बृहस्पति के चुंबकीय ध्रुव ग्रह के ध्रुवों के संबंध में उल्टे हैं। इसलिए, बृहस्पति पर कम्पास सुई ने अपने उत्तरी छोर के साथ दक्षिण की ओर इशारा किया होगा। यह माना जाता है कि बृहस्पति पर चुंबकीय क्षेत्र ग्रह के तेजी से घूमने के कारण अत्यधिक प्रवाहकीय धात्विक हाइड्रोजन उत्पन्न करता है।

इस धारणा का साहस इस तथ्य में निहित है कि पृथ्वी पर किसी ने कभी धात्विक हाइड्रोजन नहीं देखा है और, तदनुसार, किसी ने भी इसके गुणों का अध्ययन नहीं किया, सामान्य तौर पर, काल्पनिक पदार्थ। लेकिन इस मामले में, वैज्ञानिकों की कल्पना वास्तविकता से मेल खाती है: आखिरकार, बृहस्पति का चुंबकीय क्षेत्र वास्तव में मौजूद है।

बृहस्पति का चुंबकीय क्षेत्र ग्रह से काफी दूरी तक फैला हुआ है, कम से कम एक सौ बृहस्पति त्रिज्या, यानी। शनि तक पहुँचता है। यदि बृहस्पति के चुम्बकमंडल को पृथ्वी की सतह से देखा जा सकता है, तो इसका कोणीय आयाम पृथ्वी से देखे गए पूर्ण चंद्रमा के आयामों से अधिक होगा।

बृहस्पति का चुंबकीय क्षेत्र ग्रह के चारों ओर शक्तिशाली विकिरण बेल्ट बनाता है, अर्थात। आवेशित कणों से भरे क्षेत्र। बृहस्पति की विकिरण पेटियाँ पृथ्वी की विकिरण पेटियों की तुलना में 40,000 गुना अधिक तीव्र हैं।

बृहस्पति मैग्नेटोस्फीयर मॉडल

बृहस्पति के मैग्नेटोस्फीयर में आवेशित कणों की उपस्थिति औरोरा का कारण बनती है जो ग्रह के दोनों गोलार्धों में उच्च अक्षांशों के वातावरण में होती है। बृहस्पति पर अरोरा बहुत तीव्र हैं और इसे पृथ्वी से भी देखा जा सकता है।

उसी समय, बृहस्पति के चारों ओर एक प्लाज्मा वलय की उपस्थिति स्थापित हुई; जिन क्षेत्रों में आवेशित कण नहीं होते हैं। प्लाज्मा के अस्तित्व को चंद्रमा Io पर सक्रिय ज्वालामुखियों के इजेक्टा के सौर विकिरण के प्रभाव में संभावित आयनीकरण द्वारा समझाया गया है।

बृहस्पति के छल्ले

1979 में जांच वोयाजर 1और मल्लाह 2बृहस्पति के चारों ओर के छल्ले की खोज की। इन वलयों की प्रणाली में दो बाहरी और एक आंतरिक होते हैं। वलय बृहस्पति के भूमध्यरेखीय तल में स्थित हैं और ऊपरी वायुमंडल से 55,000 किमी की दूरी पर स्थित हैं। वलय छोटे चट्टानी टुकड़े, धूल और बर्फ के टुकड़े हैं जो ग्रह की परिक्रमा करते हैं। वलयों के अधिकांश पदार्थ की परावर्तनशीलता कम होती है, इसलिए पृथ्वी से वलयों को नोटिस करना बेहद मुश्किल है। यह बृहस्पति के छल्ले और एक अन्य गैसीय विशाल - शनि के छल्ले के बीच का अंतर है, जो सूर्य के प्रकाश को अच्छी तरह से दर्शाता है और अवलोकन के लिए उपलब्ध है। बृहस्पति के छल्ले का सबसे चमकीला और सबसे अधिक दिखाई देने वाला हिस्सा लगभग 6,400 किमी चौड़ा (अधिक सटीक, गहरा) और 30 किमी तक मोटा है। खगोलीय यांत्रिकी की दृष्टि से, बृहस्पति के छल्ले इस ग्रह के चारों ओर घूमने वाले सैकड़ों-हजारों छोटे और छोटे उपग्रह हैं। लेकिन खगोल विज्ञान, निश्चित रूप से, प्रत्येक ग्रह के चारों ओर घूमने वाले पत्थर के छोटे टुकड़ों, बर्फ के टुकड़ों और अन्य अंतरिक्ष मलबे को उपग्रह नहीं मानता है।

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बृहस्पति ने गैलीलियो अंतरिक्ष यान से जांच में प्रवेश किया। जांच ने बृहस्पति की बादल परत की संरचना और उसके वातावरण की रासायनिक संरचना पर महत्वपूर्ण डेटा प्राप्त किया। बृहस्पति का वायुमंडल मुख्य रूप से हाइड्रोजन और हीलियम से बना है। इसके अलावा, सूर्य की प्राथमिक संरचना की तुलना में हीलियम काफ़ी कम निकला। यह इस तथ्य से समझाया गया है कि हीलियम, जितना भारी होता है, वायुमंडल की निचली परतों में जमा होता है। शेष तत्वों के हिस्से पर द्रव्यमान का केवल 1% ही रहता है। कार्बन और सल्फर सूर्य की संरचना की तुलना में 2-3 गुना अधिक निकले। गैलीलियो के परिणाम बताते हैं कि बृहस्पति का मुख्य तापमान कम से कम 20,000 K प्रतीत होता है।

धारियों

यूरोप

वोयाजर की पहली तस्वीरों ने पहले ही बृहस्पति के चंद्रमा यूरोपा पर ध्यान आकर्षित किया। यूरोपा पर अन्तर्विभाजक रेखाओं का घना जाल पाया गया है। यूरोपा की सतह का अधिक विस्तृत अध्ययन, विशेष रूप से एएमएस गैलीलियो द्वारा किया गया, पता चला कि यूरोपा की सतह एक विशाल बर्फ की चादर है जो कई दरारों से टूट गई है। कवर की मोटाई अभी भी अज्ञात है। विभिन्न अनुमानों के अनुसार, यह 10 से 20 किमी तक है। सच है, हाल के दिनों में यह माना गया है कि बर्फ के आवरण की मोटाई काफी कम होती है।

कुछ साल पहले, यह पता चला था कि दरारों में विशाल बर्फ के ब्लॉक चल रहे थे, जिसे यूरोपा पर तरल पानी की उपस्थिति के संकेत के रूप में व्याख्या किया गया था। जीवन के अस्तित्व के लिए तरल जल की उपस्थिति एक आवश्यक शर्त है। हालांकि, इस धारणा की पुष्टि या खंडन करने वाला कोई अध्ययन वर्तमान में संभव नहीं है।

जब बृहस्पति के वायुमंडल का दबाव पृथ्वी के वायुमंडल के दबाव तक पहुंच जाएगा, तो हम रुक जाएंगे और चारों ओर देखेंगे। ऊपर आप सामान्य नीला आकाश देख सकते हैं, संघनित अमोनिया के घने सफेद बादल घूमते हैं। इसके अलावा, यह बाहर ठंढा है: - 100 डिग्री सेल्सियस। जोवियन बादलों के हिस्से का लाल रंग इंगित करता है कि कई जटिल रासायनिक यौगिक हैं। वातावरण में विभिन्न प्रकार की रासायनिक प्रतिक्रियाएं सौर पराबैंगनी विकिरण, शक्तिशाली बिजली के निर्वहन (बृहस्पति पर एक गरज के साथ एक प्रभावशाली दृष्टि होनी चाहिए!) द्वारा शुरू की जाती हैं, जिसकी शक्ति पृथ्वी की तुलना में अधिक परिमाण के तीन क्रम है, साथ ही साथ औरोरस, साथ ही ग्रह की आंतों से आने वाली गर्मी।

बृहस्पति के वायुमंडल में हाइड्रोजन (परमाणुओं की संख्या से 81% और द्रव्यमान से 75%) और हीलियम (परमाणुओं की संख्या से 18% और द्रव्यमान द्वारा 24%) शामिल हैं। अन्य पदार्थों की हिस्सेदारी 1% से अधिक नहीं है। वातावरण में मीथेन, जल वाष्प, अमोनिया शामिल हैं; कार्बनिक यौगिकों, ईथेन, हाइड्रोजन सल्फाइड, नियॉन, ऑक्सीजन, फॉस्फीन, सल्फर के निशान भी हैं। वायुमंडल की बाहरी परतों में जमे हुए अमोनिया के क्रिस्टल होते हैं। इस रासायनिक "दलिया" से वातावरण के नारंगी रंग की भूमिका के लिए मुख्य दावेदारों को चुनना मुश्किल है: यह फास्फोरस, सल्फर या कार्बनिक यौगिक हो सकते हैं।

बादलों की अगली परत में -10 डिग्री सेल्सियस के तापमान पर अमोनियम हाइड्रोसल्फाइड के लाल-भूरे रंग के क्रिस्टल होते हैं।

जल वाष्प और जल क्रिस्टल 20 डिग्री सेल्सियस के तापमान पर बादलों की निचली परत बनाते हैं और कई वायुमंडल का दबाव - बृहस्पति के महासागर की सतह से लगभग ऊपर। (हालांकि कुछ मॉडल तरल अमोनिया से बादलों की चौथी परत की उपस्थिति की अनुमति देते हैं।)

बहुआयामी धाराओं की सीमा पर विशालकाय एडीज बनते हैं। ग्रेट रेड स्पॉट विशेष रूप से प्रभावशाली है - एक विशाल वायुमंडलीय भंवर। यह कब उत्पन्न हुआ यह ज्ञात नहीं है, लेकिन इसे 300 वर्षों से दूरबीनों में देखा जा रहा है।

बड़ा लाल धब्बा

ग्रह बृहस्पति अंतरिक्ष उपग्रह

ग्रेट रेड स्पॉट (जीआरएस) बृहस्पति पर एक वायुमंडलीय गठन है, जो ग्रह की डिस्क पर सबसे अधिक ध्यान देने योग्य विशेषता है, जिसे लगभग 350 वर्षों तक देखा गया है। बीकेपी की खोज जियोवानी कैसिनी ने 1665 में की थी। रॉबर्ट हुक के 1664 के नोटों में उल्लेखित एक विवरण को बीकेपी के रूप में भी पहचाना जा सकता है। Voyagers से पहले, कई खगोलविदों का मानना था कि सनस्पॉट ठोस था।

बीकेपी एक विशाल एंटीसाइक्लोन तूफान है, जिसकी लंबाई 24-40 हजार किमी और चौड़ाई 12-14 हजार किमी (पृथ्वी से काफी बड़ी) है। स्पॉट का आकार लगातार बदल रहा है, सामान्य प्रवृत्ति घटने की है; 100 साल पहले, बीकेपी लगभग 2 गुना बड़ा था। इसकी लंबाई के साथ, पृथ्वी के आकार के 3 ग्रहों को समायोजित किया जा सकता है।

यह स्थान लगभग 22° दक्षिण अक्षांश पर स्थित है और ग्रह के भूमध्य रेखा के समानांतर चलता है। इसके अलावा, बीकेपी में गैस लगभग 6 पृथ्वी दिनों की घूर्णन अवधि के साथ वामावर्त घूमती है। घटनास्थल के अंदर हवा की गति 500 किमी / घंटा से अधिक है।

बीकेपी बादलों की ऊपरी परत आसपास के बादलों के ऊपरी किनारे से लगभग 8 किमी ऊपर स्थित होती है। आस-पास के क्षेत्रों की तुलना में स्पॉट तापमान थोड़ा कम है।

बीकेपी के लाल रंग को अभी तक स्पष्ट स्पष्टीकरण नहीं मिला है। शायद यह रंग फॉस्फोरस सहित रासायनिक यौगिकों द्वारा दाग को दिया जाता है। बीकेपी के अलावा, बृहस्पति पर अन्य "तूफान स्पॉट" हैं जो आकार में छोटे हैं। वे सफेद, भूरे और लाल हो सकते हैं और दशकों तक (शायद लंबे समय तक) रह सकते हैं। बृहस्पति के वातावरण में धब्बे दक्षिणी और उत्तरी दोनों गोलार्ध में दर्ज किए गए हैं, लेकिन किसी कारण से, लंबे समय से मौजूद स्थिर केवल दक्षिणी गोलार्ध में मौजूद हैं। बृहस्पति के वायुमंडल की धाराओं की गति में अंतर के कारण कभी-कभी तूफान की टक्कर हो जाती है।