बृहस्पति सूर्य से पांचवां ग्रह है और सौरमंडल का सबसे बड़ा ग्रह है। शनि, यूरेनस और नेपच्यून के साथ, बृहस्पति को गैस विशाल के रूप में वर्गीकृत किया गया है।

ग्रह प्राचीन काल से लोगों के लिए जाना जाता है, जो विभिन्न संस्कृतियों की पौराणिक कथाओं और धार्मिक मान्यताओं में परिलक्षित होता है: मेसोपोटामिया, बेबीलोनियन, ग्रीक और अन्य। बृहस्पति का आधुनिक नाम वज्र के प्राचीन रोमन सर्वोच्च देवता के नाम से आया है।

बृहस्पति पर कई वायुमंडलीय घटनाएं - जैसे तूफान, बिजली, औरोरा - में ऐसे पैमाने होते हैं जो पृथ्वी पर उन लोगों की तुलना में अधिक परिमाण के क्रम होते हैं। वातावरण में एक उल्लेखनीय गठन ग्रेट रेड स्पॉट है - एक विशाल तूफान जिसे 17 वीं शताब्दी से जाना जाता है।

बृहस्पति के कम से कम 67 चंद्रमा हैं, जिनमें से सबसे बड़े - आयो, यूरोपा, गेनीमेड और कैलिस्टो - की खोज गैलीलियो गैलीली ने 1610 में की थी।

भू-आधारित और परिक्रमा करने वाली दूरबीनों की सहायता से बृहस्पति का अध्ययन किया जा रहा है; 1970 के दशक से, नासा के 8 इंटरप्लेनेटरी वाहन ग्रह पर भेजे गए हैं: पायनियर्स, वोयाजर्स, गैलीलियो और अन्य।

महान विरोधों के दौरान (जिनमें से एक सितंबर 2010 में हुआ था), बृहस्पति नग्न आंखों को चंद्रमा और शुक्र के बाद रात के आकाश में सबसे चमकदार वस्तुओं में से एक के रूप में दिखाई देता है। बृहस्पति की डिस्क और चंद्रमा शौकिया खगोलविदों के लिए अवलोकन की लोकप्रिय वस्तुएं हैं जिन्होंने कई खोज की हैं (उदाहरण के लिए, शोमेकर-लेवी धूमकेतु जो 1994 में बृहस्पति से टकराया था, या 2010 में बृहस्पति के दक्षिणी भूमध्यरेखीय बेल्ट का गायब होना)।

ऑप्टिकल रेंज

स्पेक्ट्रम के अवरक्त क्षेत्र में H2 और He अणुओं की रेखाएँ और साथ ही कई अन्य तत्वों की रेखाएँ होती हैं। पहले दो की संख्या ग्रह की उत्पत्ति और बाकी की मात्रात्मक और गुणात्मक संरचना के बारे में जानकारी देती है - इसके आंतरिक विकास के बारे में।

हालांकि, हाइड्रोजन और हीलियम के अणुओं में द्विध्रुवीय क्षण नहीं होता है, जिसका अर्थ है कि इन तत्वों की अवशोषण रेखाएं तब तक अदृश्य रहती हैं जब तक कि प्रभाव आयनीकरण के कारण अवशोषण हावी नहीं हो जाता। यह एक ओर है, दूसरी ओर - ये रेखाएँ वायुमंडल की सबसे ऊपरी परतों में बनती हैं और गहरी परतों के बारे में जानकारी नहीं ले जाती हैं। इसलिए, बृहस्पति पर हीलियम और हाइड्रोजन की प्रचुरता पर सबसे विश्वसनीय डेटा गैलीलियो लैंडर से प्राप्त किया गया था।

जहां तक ​​शेष तत्वों का प्रश्न है, उनके विश्लेषण और व्याख्या में भी कठिनाइयां हैं। अभी तक, पूर्ण निश्चितता के साथ यह कहना असंभव है कि बृहस्पति के वातावरण में कौन सी प्रक्रियाएँ होती हैं और वे आंतरिक क्षेत्रों और बाहरी परतों दोनों में रासायनिक संरचना को कितना प्रभावित करती हैं। यह स्पेक्ट्रम की अधिक विस्तृत व्याख्या में कुछ कठिनाइयाँ पैदा करता है। हालांकि, यह माना जाता है कि एक या दूसरे तरीके से तत्वों की प्रचुरता को प्रभावित करने में सक्षम सभी प्रक्रियाएं स्थानीय और अत्यधिक सीमित हैं, इसलिए वे विश्व स्तर पर पदार्थ के वितरण को बदलने में सक्षम नहीं हैं।

बृहस्पति भी सूर्य से प्राप्त होने वाली ऊर्जा की तुलना में 60% अधिक ऊर्जा (मुख्य रूप से स्पेक्ट्रम के अवरक्त क्षेत्र में) विकिरण करता है। इस ऊर्जा के उत्पादन की प्रक्रियाओं के कारण, बृहस्पति प्रति वर्ष लगभग 2 सेमी कम हो जाता है।

गामा रेंज

गामा रेंज में बृहस्पति का विकिरण औरोरा के साथ-साथ डिस्क के विकिरण से जुड़ा है। पहली बार 1979 में आइंस्टीन स्पेस लेबोरेटरी द्वारा रिकॉर्ड किया गया था।

पृथ्वी पर, एक्स-रे और पराबैंगनी में उरोरा क्षेत्र व्यावहारिक रूप से मेल खाते हैं, हालांकि, बृहस्पति पर ऐसा नहीं है। एक्स-रे ऑरोरस का क्षेत्र पराबैंगनी की तुलना में ध्रुव के बहुत करीब स्थित है। प्रारंभिक टिप्पणियों में 40 मिनट की अवधि के साथ विकिरण का एक स्पंदन प्रकट हुआ, हालांकि, बाद के अवलोकनों में, यह निर्भरता बहुत खराब है।

यह उम्मीद की गई थी कि बृहस्पति पर अरोरा का एक्स-रे स्पेक्ट्रम धूमकेतु के एक्स-रे स्पेक्ट्रम के समान है, हालांकि, जैसा कि चंद्रा पर टिप्पणियों से पता चला है, ऐसा नहीं है। स्पेक्ट्रम में 650 eV के पास ऑक्सीजन लाइनों पर, 653 eV और 774 eV पर OVIII लाइनों पर, और OVII में 561 eV और 666 eV पर उत्सर्जन रेखाएँ होती हैं। वर्णक्रमीय क्षेत्र में 250 से 350 eV तक, संभवतः सल्फर या कार्बन से कम ऊर्जा पर उत्सर्जन रेखाएँ भी होती हैं।

गैर-अरोरल गामा विकिरण का पहली बार 1997 में ROSAT अवलोकनों में पता चला था। स्पेक्ट्रम औरोरस के स्पेक्ट्रम के समान है, हालांकि, 0.7-0.8 केवी के क्षेत्र में। स्पेक्ट्रम की विशेषताओं को कोरोनल प्लाज्मा के मॉडल द्वारा सौर धातु के साथ 0.4-0.5 केवी के तापमान के साथ, Mg10+ और Si12+ उत्सर्जन लाइनों के साथ अच्छी तरह से वर्णित किया गया है। उत्तरार्द्ध का अस्तित्व संभवतः अक्टूबर-नवंबर 2003 में सौर गतिविधि से जुड़ा हुआ है।

एक्सएमएम-न्यूटन अंतरिक्ष वेधशाला की टिप्पणियों से पता चला है कि गामा स्पेक्ट्रम में डिस्क विकिरण सौर एक्स-रे विकिरण परिलक्षित होता है। ऑरोरा के विपरीत, उत्सर्जन की तीव्रता में 10 से 100 मिनट के पैमाने पर परिवर्तन में कोई आवधिकता नहीं पाई गई।

रेडियो निगरानी

डेसीमीटर-मीटर वेवलेंथ रेंज में बृहस्पति सौरमंडल का सबसे शक्तिशाली (सूर्य के बाद) रेडियो स्रोत है। रेडियो उत्सर्जन छिटपुट होता है और अधिकतम फटने पर 10-6 तक पहुंच जाता है।

लगभग 1 मेगाहर्ट्ज की औसत चौड़ाई के साथ 5 से 43 मेगाहर्ट्ज (अक्सर लगभग 18 मेगाहर्ट्ज) की आवृत्ति रेंज में विस्फोट होते हैं। फटने की अवधि कम है: 0.1-1 s (कभी-कभी 15 s तक) से। विकिरण दृढ़ता से ध्रुवीकृत होता है, विशेष रूप से एक सर्कल में, ध्रुवीकरण की डिग्री 100% तक पहुंच जाती है। बृहस्पति के निकट उपग्रह Io द्वारा विकिरण का एक मॉड्यूलेशन है, जो मैग्नेटोस्फीयर के अंदर घूमता है: जब Io बृहस्पति के संबंध में बढ़ाव के करीब होता है, तो फटने की संभावना अधिक होती है। विकिरण की मोनोक्रोमैटिक प्रकृति एक चयनित आवृत्ति को इंगित करती है, सबसे अधिक संभावना है कि एक जाइरोफ्रीक्वेंसी। उच्च चमक तापमान (कभी-कभी 1015 K तक पहुंच जाता है) के लिए सामूहिक प्रभावों (जैसे मास्सर्स) की भागीदारी की आवश्यकता होती है।

मिलीमीटर-शॉर्ट-सेंटीमीटर रेंज में बृहस्पति का रेडियो उत्सर्जन पूरी तरह से प्रकृति में थर्मल है, हालांकि चमक तापमान संतुलन तापमान से थोड़ा अधिक है, जो गहराई से गर्मी प्रवाह का सुझाव देता है। ~9 सेमी की तरंगों से शुरू होकर, टीबी (चमक तापमान) बढ़ता है - बृहस्पति के चुंबकीय क्षेत्र में ~ 30 MeV की औसत ऊर्जा के साथ सापेक्षतावादी कणों के सिंक्रोट्रॉन विकिरण से जुड़ा एक गैर-तापीय घटक प्रकट होता है; 70 सेमी की तरंग दैर्ध्य पर, टीबी ~ 5 · 104 के मान तक पहुंच जाता है। विकिरण स्रोत ग्रह के दोनों किनारों पर दो विस्तारित ब्लेड के रूप में स्थित है, जो विकिरण के मैग्नेटोस्फेरिक मूल को इंगित करता है।

सौरमंडल के ग्रहों में बृहस्पति

बृहस्पति का द्रव्यमान सौरमंडल के बाकी ग्रहों के द्रव्यमान का 2.47 गुना है।

बृहस्पति सौरमंडल का सबसे बड़ा ग्रह है, एक गैस विशालकाय। इसकी भूमध्यरेखीय त्रिज्या 71.4 हजार किमी है, जो पृथ्वी की त्रिज्या का 11.2 गुना है।

बृहस्पति एकमात्र ऐसा ग्रह है जिसका सूर्य के साथ द्रव्यमान केंद्र सूर्य के बाहर है और सौर त्रिज्या का लगभग 7% इससे दूर है।

बृहस्पति का द्रव्यमान सौर मंडल के अन्य सभी ग्रहों के कुल द्रव्यमान का 2.47 गुना, पृथ्वी के द्रव्यमान का 317.8 गुना और सूर्य के द्रव्यमान से लगभग 1000 गुना कम है। घनत्व (1326 kg/m2) सूर्य के घनत्व के लगभग बराबर है और पृथ्वी के घनत्व (5515 kg/m2) से 4.16 गुना कम है। उसी समय, इसकी सतह पर गुरुत्वाकर्षण बल, जिसे आमतौर पर बादलों की ऊपरी परत के रूप में लिया जाता है, पृथ्वी की तुलना में 2.4 गुना अधिक होता है: एक पिंड जिसका द्रव्यमान होता है, उदाहरण के लिए, 100 किग्रा, होगा पृथ्वी की सतह पर 240 किलो वजन वाले शरीर के वजन के समान वजन। यह बृहस्पति पर 24.79 m/s2 के गुरुत्वाकर्षण त्वरण के अनुरूप है, जबकि पृथ्वी के लिए 9.80 m/s2 है।

बृहस्पति एक "असफल तारे" के रूप में

बृहस्पति और पृथ्वी के तुलनात्मक आकार।

सैद्धांतिक मॉडल बताते हैं कि यदि बृहस्पति का द्रव्यमान उसके वास्तविक द्रव्यमान से बहुत बड़ा होता, तो इससे ग्रह का संपीड़न होता। द्रव्यमान में छोटे परिवर्तन से त्रिज्या में कोई महत्वपूर्ण परिवर्तन नहीं होगा। हालाँकि, यदि बृहस्पति का द्रव्यमान अपने वास्तविक द्रव्यमान से चार गुना अधिक हो जाता है, तो ग्रह का घनत्व इस हद तक बढ़ जाएगा कि, बढ़े हुए गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में, ग्रह का आकार बहुत कम हो जाएगा। इस प्रकार, जाहिरा तौर पर, बृहस्पति का अधिकतम व्यास है जो एक समान संरचना और इतिहास वाले ग्रह का हो सकता है। द्रव्यमान में और वृद्धि के साथ, संकुचन तब तक जारी रहेगा, जब तक कि तारे के निर्माण की प्रक्रिया में, बृहस्पति एक भूरे रंग का बौना बन जाएगा, जिसका द्रव्यमान अपने वर्तमान एक से लगभग 50 गुना अधिक होगा। यह खगोलविदों को बृहस्पति को "असफल तारा" मानने का कारण देता है, हालांकि यह स्पष्ट नहीं है कि बृहस्पति जैसे ग्रहों की निर्माण प्रक्रियाएं उन लोगों के समान हैं जो बाइनरी स्टार सिस्टम के गठन की ओर ले जाती हैं। यद्यपि बृहस्पति को तारा बनने के लिए 75 गुना बड़े पैमाने की आवश्यकता होगी, सबसे छोटा ज्ञात लाल बौना व्यास में केवल 30% बड़ा है।

कक्षा और घूर्णन

जब विरोध के दौरान पृथ्वी से देखा जाता है, तो बृहस्पति -2.94 मीटर के स्पष्ट परिमाण तक पहुंच सकता है, जिससे यह चंद्रमा और शुक्र के बाद रात के आकाश में तीसरा सबसे चमकीला पिंड बन जाता है। अधिकतम दूरी पर, स्पष्ट परिमाण गिरकर 1.61m हो जाता है। बृहस्पति और पृथ्वी के बीच की दूरी 588 से 967 मिलियन किमी के बीच है।

हर 13 महीने में बृहस्पति का विरोध होता है। 2010 में, विशाल ग्रह का टकराव 21 सितंबर को हुआ था। हर 12 साल में एक बार, बृहस्पति का बड़ा विरोध तब होता है जब ग्रह अपनी कक्षा के परिधि के निकट होता है। इस अवधि के दौरान, पृथ्वी से एक पर्यवेक्षक के लिए इसका कोणीय आकार 50 चाप सेकंड तक पहुंच जाता है, और इसकी चमक -2.9 मीटर से अधिक तेज होती है।

बृहस्पति और सूर्य के बीच की औसत दूरी 778.57 मिलियन किमी (5.2 AU) है, और क्रांति की अवधि 11.86 वर्ष है। चूँकि बृहस्पति की कक्षा की उत्केन्द्रता 0.0488 है, इसलिए उपरील पर सूर्य से दूरी और अपस्फीति के बीच का अंतर 76 मिलियन किमी है।

बृहस्पति की गति की गड़बड़ी में शनि मुख्य योगदान देता है। पहली तरह की गड़बड़ी धर्मनिरपेक्ष है, जो ~ 70 हजार साल के पैमाने पर काम करती है, बृहस्पति की कक्षा की विलक्षणता को 0.2 से 0.06 में बदल देती है, और कक्षा का झुकाव ~ 1 ° - 2 ° से बदल जाता है। दूसरी तरह की गड़बड़ी 2:5 के करीब अनुपात (5 दशमलव स्थानों की सटीकता के साथ - 2:4.96666) के साथ गुंजयमान है।

ग्रह का भूमध्यरेखीय तल अपनी कक्षा के तल के निकट है (घूर्णन के अक्ष का झुकाव पृथ्वी के लिए 3.13° बनाम 23.45° है), इसलिए बृहस्पति पर ऋतुओं का कोई परिवर्तन नहीं होता है।

बृहस्पति सौरमंडल के किसी भी अन्य ग्रह की तुलना में अपनी धुरी पर तेजी से घूमता है। भूमध्य रेखा पर घूर्णन की अवधि 9 घंटे 50 मिनट है। 30 सेकंड, और मध्य अक्षांशों पर - 9 घंटे 55 मिनट। 40 सेकंड। तेजी से घूमने के कारण, बृहस्पति का भूमध्यरेखीय त्रिज्या (71492 किमी) ध्रुवीय एक (66854 किमी) से 6.49% अधिक है; इस प्रकार, ग्रह का संपीडन (1:51.4) है।

बृहस्पति के वातावरण में जीवन के अस्तित्व के बारे में परिकल्पना

वर्तमान में, बृहस्पति पर जीवन की उपस्थिति असंभव प्रतीत होती है: वातावरण में पानी की कम सांद्रता, एक ठोस सतह की अनुपस्थिति, आदि। हालांकि, 1970 के दशक में वापस, अमेरिकी खगोलशास्त्री कार्ल सागन ने अस्तित्व की संभावना के बारे में बात की थी। बृहस्पति के ऊपरी वायुमंडल में अमोनिया आधारित जीवन। यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि जोवियन वातावरण में उथली गहराई पर भी, तापमान और घनत्व काफी अधिक है, और कम से कम रासायनिक विकास की संभावना से इंकार नहीं किया जा सकता है, क्योंकि रासायनिक प्रतिक्रियाओं की दर और संभावना इसके पक्ष में है। हालांकि, बृहस्पति पर जल-हाइड्रोकार्बन जीवन का अस्तित्व भी संभव है: वायुमंडलीय परत में जल वाष्प के बादल, तापमान और दबाव भी बहुत अनुकूल हैं। कार्ल सागन ने ई.ई. सालपेटर के साथ मिलकर रसायन विज्ञान और भौतिकी के नियमों के भीतर गणना की, तीन काल्पनिक जीवन रूपों का वर्णन किया जो बृहस्पति के वातावरण में मौजूद हो सकते हैं:

सिंकर्स (अंग्रेजी सिंकर - "सिंकर") छोटे जीव हैं, जिनका प्रजनन बहुत जल्दी होता है, और जो बड़ी संख्या में संतान देते हैं। यह उनमें से कुछ को खतरनाक संवहनी प्रवाह की उपस्थिति में जीवित रहने की अनुमति देता है जो सिंकर्स को गर्म निचले वातावरण में ले जा सकते हैं;

फ्लोटर्स (अंग्रेजी फ्लोटर - "फ्लोट") गुब्बारे के समान विशाल (एक सांसारिक शहर का आकार) जीव हैं। फ्लोटर हीलियम को एयर बैग से बाहर निकालता है और हाइड्रोजन छोड़ता है, जो इसे ऊपरी वायुमंडल में रहने देता है। यह कार्बनिक अणुओं पर फ़ीड कर सकता है, या स्थलीय पौधों की तरह, अपने आप ही उनका उत्पादन कर सकता है।

शिकारी (अंग्रेजी शिकारी - "शिकारी") - शिकारी जीव, फ्लोटर्स के लिए शिकारी।

रासायनिक संरचना

बृहस्पति की आंतरिक परतों की रासायनिक संरचना को आधुनिक अवलोकन विधियों द्वारा निर्धारित नहीं किया जा सकता है, लेकिन वातावरण की बाहरी परतों में तत्वों की प्रचुरता अपेक्षाकृत उच्च सटीकता के साथ जानी जाती है, क्योंकि बाहरी परतों का सीधे गैलीलियो लैंडर द्वारा अध्ययन किया गया था, जिसे निम्न में उतारा गया था। 7 दिसंबर, 1995 को वातावरण। बृहस्पति के वायुमंडल के दो मुख्य घटक आणविक हाइड्रोजन और हीलियम हैं। वातावरण में पानी, मीथेन (CH4), हाइड्रोजन सल्फाइड (H2S), अमोनिया (NH3) और फॉस्फीन (PH3) जैसे कई सरल यौगिक भी होते हैं। गहरे (10 बार से नीचे) क्षोभमंडल में उनकी प्रचुरता का अर्थ है कि बृहस्पति का वातावरण सूर्य के सापेक्ष 2-4 के कारक द्वारा कार्बन, नाइट्रोजन, सल्फर और संभवतः ऑक्सीजन में समृद्ध है।

अन्य रासायनिक यौगिक, आर्सिन (AsH3) और जर्मन (GeH4) मौजूद हैं, लेकिन मामूली मात्रा में।

अक्रिय गैसों, आर्गन, क्रिप्टन और क्सीनन की सांद्रता सूर्य पर उनकी मात्रा से अधिक है (तालिका देखें), जबकि नियॉन की सांद्रता स्पष्ट रूप से कम है। सरल हाइड्रोकार्बन की थोड़ी मात्रा होती है - ईथेन, एसिटिलीन और डायसेटिलीन - जो सौर पराबैंगनी विकिरण और बृहस्पति के मैग्नेटोस्फीयर से आने वाले आवेशित कणों के प्रभाव में बनते हैं। ऊपरी वायुमंडल में कार्बन डाइऑक्साइड, कार्बन मोनोऑक्साइड और पानी धूमकेतु शोमेकर-लेवी 9 जैसे धूमकेतु से बृहस्पति के वायुमंडल के साथ टकराव के कारण माना जाता है। पानी क्षोभमंडल से नहीं आ सकता क्योंकि ट्रोपोपॉज़ एक ठंडे जाल के रूप में कार्य करता है, प्रभावी रूप से रोकता है समताप मंडल के स्तर तक पानी का बढ़ना।

बृहस्पति के लाल रंग में भिन्नता वातावरण में फास्फोरस, सल्फर और कार्बन के यौगिकों के कारण हो सकती है। चूंकि रंग बहुत भिन्न हो सकते हैं, यह माना जाता है कि वातावरण की रासायनिक संरचना भी जगह-जगह बदलती रहती है। उदाहरण के लिए, विभिन्न जल वाष्प सामग्री वाले "शुष्क" और "गीले" क्षेत्र हैं।

संरचना

बृहस्पति की आंतरिक संरचना का मॉडल: बादलों के नीचे - हाइड्रोजन और हीलियम के मिश्रण की एक परत जो गैसीय से तरल चरण में एक चिकनी संक्रमण के साथ लगभग 21 हजार किमी मोटी होती है, फिर - तरल और धातु हाइड्रोजन की एक परत 30-50 हजार किमी गहरा। अंदर लगभग 20 हजार किमी के व्यास के साथ एक ठोस कोर हो सकता है।

फिलहाल, बृहस्पति की आंतरिक संरचना के निम्नलिखित मॉडल को सबसे अधिक मान्यता मिली है:

1. वातावरण। इसे तीन परतों में बांटा गया है:
ए। हाइड्रोजन से युक्त एक बाहरी परत;
बी। हाइड्रोजन (90%) और हीलियम (10%) से युक्त मध्य परत;
सी। निचली परत, हाइड्रोजन, हीलियम और अमोनिया, अमोनियम हाइड्रोसल्फेट और पानी की अशुद्धियों से मिलकर, बादलों की तीन परतों का निर्माण करती है:
ए। ऊपर - जमे हुए अमोनिया के बादल (NH3)। इसका तापमान लगभग -145 डिग्री सेल्सियस है, दबाव लगभग 1 एटीएम है;
बी। नीचे - अमोनियम हाइड्रोसल्फाइड (NH4HS) के क्रिस्टल के बादल;
सी। सबसे नीचे - पानी की बर्फ और, संभवतः, तरल पानी, जिसका शायद मतलब है - छोटी बूंदों के रूप में। इस परत में दबाव लगभग 1 एटीएम है, तापमान -130 डिग्री सेल्सियस (143 के) है। इस स्तर से नीचे, ग्रह अपारदर्शी है।
2. धात्विक हाइड्रोजन की परत। इस परत का तापमान 6300 से 21,000 K और दबाव 200 से 4000 GPa तक भिन्न होता है।
3. स्टोन कोर।

इस मॉडल का निर्माण अवलोकन संबंधी डेटा के संश्लेषण, उष्मागतिकी के नियमों के अनुप्रयोग और उच्च दबाव और उच्च तापमान पर किसी पदार्थ पर प्रयोगशाला डेटा के एक्सट्रपलेशन पर आधारित है। इसके अंतर्निहित मुख्य धारणाएं हैं:

बृहस्पति हाइड्रोडायनामिक संतुलन में है

बृहस्पति थर्मोडायनामिक संतुलन में है।

यदि हम इन प्रावधानों में द्रव्यमान और ऊर्जा के संरक्षण के नियमों को जोड़ते हैं, तो हमें बुनियादी समीकरणों की एक प्रणाली मिलती है।

इस सरल तीन-परत मॉडल के ढांचे के भीतर, मुख्य परतों के बीच कोई स्पष्ट सीमा नहीं है, हालांकि, चरण संक्रमण के क्षेत्र भी छोटे हैं। इसलिए, यह माना जा सकता है कि लगभग सभी प्रक्रियाएं स्थानीयकृत हैं, और यह प्रत्येक परत को अलग से विचार करने की अनुमति देता है।

वातावरण

वातावरण में तापमान एकरसता से नहीं बढ़ता है। इसमें, पृथ्वी की तरह, कोई एक्सोस्फीयर, थर्मोस्फीयर, स्ट्रैटोस्फियर, ट्रोपोपॉज़, ट्रोपोस्फीयर को अलग कर सकता है। सबसे ऊपरी परतों में तापमान अधिक होता है; जैसे-जैसे आप गहराई में जाते हैं, दबाव बढ़ता है, और तापमान ट्रोपोपॉज़ तक गिर जाता है; ट्रोपोपॉज़ से शुरू होकर, तापमान और दबाव दोनों में वृद्धि होती है क्योंकि कोई गहरा जाता है। पृथ्वी के विपरीत, बृहस्पति के पास मेसोस्फीयर और संबंधित मेसोपॉज़ नहीं है।

बृहस्पति के थर्मोस्फीयर में बहुत सारी दिलचस्प प्रक्रियाएँ होती हैं: यह यहाँ है कि ग्रह विकिरण द्वारा अपनी गर्मी का एक महत्वपूर्ण हिस्सा खो देता है, यह यहाँ है कि ऑरोरस बनते हैं, यह यहाँ है कि आयनमंडल का निर्माण होता है। 1 nbar का दबाव स्तर इसकी ऊपरी सीमा के रूप में लिया जाता है। थर्मोस्फीयर का मनाया गया तापमान 800-1000 K है, और फिलहाल इस तथ्यात्मक सामग्री को आधुनिक मॉडलों के ढांचे के भीतर समझाया नहीं गया है, क्योंकि उनमें तापमान लगभग 400 K से अधिक नहीं होना चाहिए। बृहस्पति की शीतलन है यह भी एक गैर-तुच्छ प्रक्रिया है: बृहस्पति के अलावा एक त्रिकोणीय हाइड्रोजन आयन (H3 +), जो केवल पृथ्वी पर पाया जाता है, मध्य-अवरक्त में 3 और 5 माइक्रोन के बीच तरंग दैर्ध्य पर मजबूत उत्सर्जन का कारण बनता है।

अवरोही वाहन द्वारा प्रत्यक्ष माप के अनुसार, अपारदर्शी बादलों के ऊपरी स्तर को 1 वायुमंडल के दबाव और -107 डिग्री सेल्सियस के तापमान की विशेषता थी; 146 किमी की गहराई पर - 22 वायुमंडल, +153 डिग्री सेल्सियस। गैलीलियो ने भूमध्य रेखा के साथ "गर्म धब्बे" भी पाए। जाहिरा तौर पर, इन जगहों पर बाहरी बादलों की परत पतली होती है, और गर्म आंतरिक क्षेत्रों को देखा जा सकता है।

बादलों के नीचे 7-25 हजार किमी की गहराई वाली एक परत होती है, जिसमें हाइड्रोजन धीरे-धीरे बढ़ते दबाव और तापमान (6000 डिग्री सेल्सियस तक) के साथ गैस से तरल में अपनी अवस्था बदलता है। जाहिर है, तरल हाइड्रोजन से गैसीय हाइड्रोजन को अलग करने वाली कोई स्पष्ट सीमा नहीं है। यह वैश्विक हाइड्रोजन महासागर के लगातार उबलने जैसा कुछ लग सकता है।

धात्विक हाइड्रोजन की परत

धात्विक हाइड्रोजन उच्च दाब (लगभग दस लाख वायुमंडल) और उच्च तापमान पर होता है, जब इलेक्ट्रॉनों की गतिज ऊर्जा हाइड्रोजन की आयनीकरण क्षमता से अधिक हो जाती है। नतीजतन, इसमें प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉन अलग-अलग मौजूद होते हैं, इसलिए धात्विक हाइड्रोजन बिजली का एक अच्छा संवाहक है। धात्विक हाइड्रोजन परत की अनुमानित मोटाई 42-46 हजार किमी है।

इस परत में उत्पन्न होने वाली शक्तिशाली विद्युत धाराएं बृहस्पति का एक विशाल चुंबकीय क्षेत्र उत्पन्न करती हैं। 2008 में, बर्कले में कैलिफोर्निया विश्वविद्यालय से रेमंड डिज़िनलोज़ और यूनिवर्सिटी कॉलेज लंदन के लार्स स्टिक्सरुड ने बृहस्पति और शनि की संरचना का एक मॉडल बनाया, जिसके अनुसार उनकी गहराई में धातु हीलियम भी है, जो धातु के साथ एक प्रकार का मिश्र धातु बनाता है। हाइड्रोजन।

सार

ग्रह की जड़ता के मापा क्षणों की सहायता से, इसके मूल के आकार और द्रव्यमान का अनुमान लगाना संभव है। फिलहाल, यह माना जाता है कि कोर का द्रव्यमान पृथ्वी का 10 द्रव्यमान है, और आकार इसके व्यास का 1.5 है।

बृहस्पति सूर्य से प्राप्त होने वाली ऊर्जा की तुलना में काफी अधिक ऊर्जा जारी करता है। शोधकर्ताओं का सुझाव है कि बृहस्पति के पास तापीय ऊर्जा की एक महत्वपूर्ण आपूर्ति है, जो ग्रह के निर्माण के दौरान पदार्थ के संपीड़न की प्रक्रिया में बनती है। बृहस्पति की आंतरिक संरचना के पिछले मॉडल, ग्रह द्वारा जारी अतिरिक्त ऊर्जा की व्याख्या करने की कोशिश कर रहे हैं, जिससे इसकी आंतों में रेडियोधर्मी क्षय की संभावना या गुरुत्वाकर्षण बलों के प्रभाव में ग्रह के संकुचित होने पर ऊर्जा की रिहाई की अनुमति मिलती है।

इंटरलेयर प्रक्रियाएं

स्वतंत्र परतों के भीतर सभी प्रक्रियाओं को स्थानीय बनाना असंभव है: वातावरण में रासायनिक तत्वों की कमी, अतिरिक्त विकिरण, आदि की व्याख्या करना आवश्यक है।

बाहरी और आंतरिक परतों में हीलियम की सामग्री में अंतर इस तथ्य से समझाया गया है कि हीलियम वायुमंडल में संघनित होता है और बूंदों के रूप में गहरे क्षेत्रों में गिरता है। यह घटना पृथ्वी की बारिश से मिलती-जुलती है, लेकिन पानी से नहीं, बल्कि हीलियम से। यह हाल ही में दिखाया गया है कि नियॉन इन बूंदों में घुल सकता है। यह नियॉन की कमी की व्याख्या करता है।

वायुमंडलीय गति

वायेजर 1, 1979 की तस्वीरों से बनाया गया बृहस्पति के घूर्णन का एनिमेशन।

बृहस्पति पर हवा की गति 600 किमी/घंटा से अधिक हो सकती है। पृथ्वी के विपरीत, जहां भूमध्यरेखीय और ध्रुवीय क्षेत्रों में सौर ताप में अंतर के कारण वायुमंडल का संचलन होता है, बृहस्पति पर तापमान परिसंचरण पर सौर विकिरण का प्रभाव नगण्य है; मुख्य प्रेरक बल ग्रह के केंद्र से आने वाली गर्मी का प्रवाह है, और ऊर्जा अपनी धुरी के चारों ओर बृहस्पति की तीव्र गति के दौरान जारी की गई है।

भू-आधारित अवलोकनों के आधार पर, खगोलविदों ने बृहस्पति के वातावरण में बेल्ट और क्षेत्रों को भूमध्यरेखीय, उष्णकटिबंधीय, समशीतोष्ण और ध्रुवीय में विभाजित किया। बृहस्पति पर महत्वपूर्ण कोरिओलिस बलों के प्रभाव में क्षेत्रों में वायुमंडल की गहराई से उठने वाली गैसों के गर्म द्रव्यमान ग्रह के मध्याह्न रेखा के साथ खींचे जाते हैं, और क्षेत्रों के विपरीत किनारे एक दूसरे की ओर बढ़ते हैं। जोन और बेल्ट (डाउनफ्लो एरिया) की सीमाओं पर तेज अशांति है। भूमध्य रेखा के उत्तर में, उत्तर की ओर निर्देशित क्षेत्रों में प्रवाह पूर्व की ओर कोरिओलिस बलों द्वारा विक्षेपित होते हैं, और जो दक्षिण की ओर निर्देशित होते हैं - पश्चिम की ओर। दक्षिणी गोलार्ध में - क्रमशः, इसके विपरीत। व्यापार हवाओं की पृथ्वी पर एक समान संरचना होती है।

धारियों

विभिन्न वर्षों में बृहस्पति बैंड

बृहस्पति के बाहरी स्वरूप की एक विशिष्ट विशेषता इसकी धारियाँ हैं। उनकी उत्पत्ति की व्याख्या करने वाले कई संस्करण हैं। तो, एक संस्करण के अनुसार, विशाल ग्रह के वातावरण में संवहन की घटना के परिणामस्वरूप धारियां उत्पन्न हुईं - हीटिंग के कारण, और, परिणामस्वरूप, कुछ परतों को ऊपर उठाना, और दूसरों को ठंडा करना और नीचे करना। 2010 के वसंत में, वैज्ञानिकों ने एक परिकल्पना सामने रखी जिसके अनुसार बृहस्पति पर धारियाँ उसके उपग्रहों के प्रभाव के परिणामस्वरूप उत्पन्न हुईं। यह माना जाता है कि बृहस्पति पर उपग्रहों के आकर्षण के प्रभाव में, पदार्थ के अजीबोगरीब "खंभे" बने थे, जो घूमते हुए, धारियों का निर्माण करते थे।

संवहन धाराएँ, जो आंतरिक ऊष्मा को सतह तक ले जाती हैं, बाहरी रूप से प्रकाश क्षेत्रों और डार्क बेल्ट के रूप में दिखाई देती हैं। प्रकाश क्षेत्रों के क्षेत्र में, आरोही प्रवाह के अनुरूप एक बढ़ा हुआ दबाव होता है। ज़ोन बनाने वाले बादल उच्च स्तर (लगभग 20 किमी) पर स्थित होते हैं, और उनका हल्का रंग स्पष्ट रूप से चमकीले सफेद अमोनिया क्रिस्टल की बढ़ी हुई सांद्रता के कारण होता है। माना जाता है कि नीचे के काले रंग के बादल लाल-भूरे रंग के अमोनियम हाइड्रोसल्फ़ाइड क्रिस्टल होते हैं और इनका तापमान अधिक होता है। ये संरचनाएं डाउनस्ट्रीम क्षेत्रों का प्रतिनिधित्व करती हैं। ज़ोन और बेल्ट में बृहस्पति के घूमने की दिशा में गति की अलग-अलग गति होती है। अक्षांश के आधार पर कक्षीय अवधि कई मिनटों तक भिन्न होती है। इससे स्थिर आंचलिक धाराओं या एक दिशा में भूमध्य रेखा के समानांतर लगातार चलने वाली हवाओं का अस्तित्व होता है। इस वैश्विक प्रणाली में वेग 50 से 150 मीटर/सेकेंड और उससे अधिक तक पहुंच जाता है। बेल्ट और ज़ोन की सीमाओं पर, मजबूत अशांति देखी जाती है, जिससे कई भंवर संरचनाओं का निर्माण होता है। इस तरह का सबसे प्रसिद्ध गठन ग्रेट रेड स्पॉट है, जिसे पिछले 300 वर्षों में बृहस्पति की सतह पर देखा गया है।

उत्पन्न होने के बाद, भंवर गैस के गर्म द्रव्यमान को छोटे घटकों के वाष्प के साथ बादलों की सतह तक बढ़ा देता है। अमोनिया बर्फ के परिणामी क्रिस्टल, बर्फ और बूंदों के रूप में अमोनिया के घोल और यौगिक, साधारण पानी की बर्फ और बर्फ धीरे-धीरे वातावरण में डूब जाते हैं जब तक कि वे उस स्तर तक नहीं पहुंच जाते जिस पर तापमान काफी अधिक होता है और वाष्पित हो जाता है। उसके बाद, गैसीय अवस्था में पदार्थ फिर से बादल परत पर लौट आता है।

2007 की गर्मियों में, हबल दूरबीन ने बृहस्पति के वातावरण में नाटकीय परिवर्तन दर्ज किए। भूमध्य रेखा के उत्तर और दक्षिण में वायुमंडल में अलग-अलग क्षेत्र बेल्ट में और बेल्ट ज़ोन में बदल गए। इसी समय, न केवल वायुमंडलीय संरचनाओं के रूप बदल गए, बल्कि उनका रंग भी बदल गया।

9 मई, 2010 को, शौकिया खगोलशास्त्री एंथनी वेस्ले (इंग्लैंड। एंथनी वेस्ले, नीचे भी देखें) ने पाया कि समय में सबसे अधिक दिखाई देने वाली और सबसे स्थिर संरचनाओं में से एक, दक्षिण इक्वेटोरियल बेल्ट, अचानक ग्रह के चेहरे से गायब हो गई। यह दक्षिणी भूमध्यरेखीय बेल्ट के अक्षांश पर है कि इसके द्वारा "धोया" ग्रेट रेड स्पॉट स्थित है। बृहस्पति के दक्षिणी भूमध्यरेखीय क्षेत्र के अचानक गायब होने का कारण इसके ऊपर हल्के बादलों की एक परत का दिखना है, जिसके नीचे काले बादलों की एक पट्टी छिपी हुई है। हबल टेलीस्कोप द्वारा किए गए अध्ययनों के अनुसार, यह निष्कर्ष निकाला गया था कि बेल्ट पूरी तरह से गायब नहीं हुआ था, लेकिन बस अमोनिया से युक्त बादलों की एक परत के नीचे छिपा हुआ प्रतीत होता था।

बड़ा लाल धब्बा

ग्रेट रेड स्पॉट दक्षिणी उष्णकटिबंधीय क्षेत्र में स्थित चर आकार का अंडाकार गठन है। इसकी खोज रॉबर्ट हुक ने 1664 में की थी। वर्तमान में, इसका आयाम 15 × 30 हजार किमी (पृथ्वी का व्यास ~ 12.7 हजार किमी) है, और 100 साल पहले, पर्यवेक्षकों ने 2 गुना बड़े आकार का उल्लेख किया था। कभी-कभी यह बहुत स्पष्ट रूप से दिखाई नहीं देता है। ग्रेट रेड स्पॉट एक अद्वितीय लंबे समय तक रहने वाला विशाल तूफान है जिसमें पदार्थ वामावर्त घूमता है और 6 पृथ्वी दिनों में पूर्ण क्रांति करता है।

2000 के अंत में कैसिनी जांच द्वारा किए गए शोध के लिए धन्यवाद, यह पाया गया कि ग्रेट रेड स्पॉट डॉवंड्राफ्ट (वायुमंडलीय द्रव्यमान का लंबवत परिसंचरण) से जुड़ा हुआ है; यहां बादल अधिक होते हैं और तापमान अन्य क्षेत्रों की तुलना में कम होता है। बादलों का रंग ऊंचाई पर निर्भर करता है: नीली संरचनाएं सबसे ऊपर हैं, भूरे रंग उनके नीचे हैं, फिर सफेद हैं। लाल संरचनाएं सबसे कम हैं। ग्रेट रेड स्पॉट की घूर्णन गति 360 किमी/घंटा है। इसका औसत तापमान -163 डिग्री सेल्सियस है, और मौके के सीमांत और मध्य भागों के बीच तापमान में 3-4 डिग्री के क्रम का अंतर है। यह अंतर इस तथ्य के लिए जिम्मेदार माना जाता है कि स्पॉट के केंद्र में वायुमंडलीय गैसें दक्षिणावर्त घूमती हैं, जबकि किनारों पर वे वामावर्त घूमती हैं। रेड स्पॉट के तापमान, दबाव, गति और रंग के बीच संबंध के बारे में भी एक धारणा बनाई गई है, हालांकि वैज्ञानिकों को अभी भी यह कहना मुश्किल है कि यह कैसे किया जाता है।

समय-समय पर बृहस्पति पर बड़े चक्रवाती तंत्रों की टक्कर देखी जाती है। उनमें से एक 1975 में हुआ, जिससे स्पॉट का लाल रंग कई वर्षों तक फीका रहा। फरवरी 2002 के अंत में, एक और विशाल बवंडर - व्हाइट ओवल - ग्रेट रेड स्पॉट द्वारा धीमा होना शुरू हो गया, और टक्कर पूरे एक महीने तक जारी रही। हालांकि, इसने दोनों भंवरों को गंभीर नुकसान नहीं पहुंचाया, क्योंकि यह एक स्पर्शरेखा पर हुआ था।

ग्रेट रेड स्पॉट का लाल रंग एक रहस्य है। एक संभावित कारण फास्फोरस युक्त रासायनिक यौगिक हो सकते हैं। 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।

1938 में, 30° दक्षिण अक्षांश के पास तीन बड़े सफेद अंडाकारों का निर्माण और विकास दर्ज किया गया था। यह प्रक्रिया एक साथ कई और छोटे सफेद अंडाकारों - भंवरों के गठन के साथ थी। यह पुष्टि करता है कि ग्रेट रेड स्पॉट बृहस्पति के भंवरों में सबसे शक्तिशाली है। ऐतिहासिक रिकॉर्ड ग्रह के मध्य-उत्तरी अक्षांशों में ऐसे लंबे समय तक रहने वाले सिस्टम को प्रकट नहीं करते हैं। बड़े काले अंडाकार 15°N के पास देखे गए हैं, लेकिन जाहिर तौर पर एडीज के उभरने और रेड स्पॉट जैसी स्थिर प्रणालियों में उनके बाद के परिवर्तन के लिए आवश्यक शर्तें केवल दक्षिणी गोलार्ध में मौजूद हैं।

छोटा लाल धब्बा

हबल स्पेस टेलीस्कॉप द्वारा ली गई एक तस्वीर में मई 2008 में ग्रेट रेड स्पॉट और लिटिल रेड स्पॉट

उपरोक्त तीन सफेद अंडाकार भंवरों के लिए, उनमें से दो 1998 में विलय हो गए, और 2000 में एक नया भंवर शेष तीसरे अंडाकार के साथ विलीन हो गया। 2005 के अंत में, भंवर (ओवल बीए, इंग्लिश ओवल बीसी) ने अपना रंग बदलना शुरू कर दिया, अंततः एक लाल रंग प्राप्त कर लिया, जिसके लिए इसे एक नया नाम मिला - लिटिल रेड स्पॉट। जुलाई 2006 में, स्मॉल रेड स्पॉट अपने पुराने "भाई" - द ग्रेट रेड स्पॉट के संपर्क में आया। हालांकि, दोनों भंवरों पर इसका कोई महत्वपूर्ण प्रभाव नहीं पड़ा - टक्कर स्पर्शरेखा थी। टक्कर की भविष्यवाणी 2006 की पहली छमाही में की गई थी।

बिजली चमकना

भंवर के केंद्र में, आसपास के क्षेत्र की तुलना में दबाव अधिक होता है, और तूफान स्वयं कम दबाव की गड़बड़ी से घिरे होते हैं। वोयाजर 1 और वोयाजर 2 अंतरिक्ष जांच द्वारा ली गई छवियों के मुताबिक, यह पाया गया कि ऐसे भंवरों के केंद्र में हजारों किलोमीटर लंबी विशाल बिजली चमकती है। बिजली की शक्ति पृथ्वी की तुलना में परिमाण के तीन क्रम अधिक है।

चुंबकीय क्षेत्र और चुंबकमंडल

बृहस्पति के चुंबकीय क्षेत्र की योजना

किसी भी चुंबकीय क्षेत्र का पहला संकेत रेडियो उत्सर्जन, साथ ही एक्स-रे है। चल रही प्रक्रियाओं के मॉडल बनाकर, चुंबकीय क्षेत्र की संरचना का न्याय किया जा सकता है। तो यह पाया गया कि बृहस्पति के चुंबकीय क्षेत्र में न केवल एक द्विध्रुवीय घटक है, बल्कि एक चौगुनी, एक ऑक्टोपोल और उच्च क्रम के अन्य हार्मोनिक्स भी हैं। यह माना जाता है कि चुंबकीय क्षेत्र पृथ्वी के समान डायनेमो द्वारा निर्मित होता है। लेकिन पृथ्वी के विपरीत, बृहस्पति पर धाराओं का संवाहक धात्विक हीलियम की एक परत है।

चुंबकीय क्षेत्र की धुरी 10.2 ± 0.6 ° के रोटेशन की धुरी की ओर झुकी हुई है, लगभग पृथ्वी की तरह, हालांकि, उत्तरी चुंबकीय ध्रुव दक्षिण भौगोलिक एक के बगल में स्थित है, और दक्षिण चुंबकीय एक उत्तरी भौगोलिक के बगल में स्थित है। एक। बादलों की दृश्य सतह के स्तर पर क्षेत्र की ताकत उत्तरी ध्रुव पर 14 Oe और दक्षिण में 10.7 Oe है। इसकी ध्रुवता पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र के विपरीत है।

बृहस्पति के चुंबकीय क्षेत्र का आकार दृढ़ता से चपटा होता है और एक डिस्क जैसा दिखता है (पृथ्वी के बूंद के आकार के विपरीत)। एक तरफ सह-घूर्णन प्लाज्मा पर अभिनय करने वाला केन्द्रापसारक बल और दूसरी तरफ गर्म प्लाज्मा का ऊष्मीय दबाव बल की रेखाओं को फैलाता है, 20 RJ की दूरी पर एक पतली पैनकेक जैसी संरचना बनाता है, जिसे मैग्नेटोडिस्क भी कहा जाता है। चुंबकीय भूमध्य रेखा के पास इसकी बारीक धारा संरचना है।

बृहस्पति के चारों ओर, साथ ही सौर मंडल के अधिकांश ग्रहों के आसपास, एक मैग्नेटोस्फीयर है - एक ऐसा क्षेत्र जिसमें आवेशित कणों, प्लाज्मा का व्यवहार चुंबकीय क्षेत्र द्वारा निर्धारित किया जाता है। बृहस्पति के लिए, ऐसे कणों के स्रोत सौर हवा और आयो हैं। Io के ज्वालामुखियों द्वारा निकाली गई ज्वालामुखीय राख सौर पराबैंगनी विकिरण द्वारा आयनित होती है। इस प्रकार सल्फर और ऑक्सीजन आयन बनते हैं: S+, O+, S2+ और O2+। ये कण उपग्रह के वायुमंडल को छोड़ देते हैं, लेकिन इसके चारों ओर कक्षा में बने रहते हैं, जिससे एक टोरस बनता है। इस टोरस की खोज वोयाजर 1 ने की थी; यह बृहस्पति के भूमध्य रेखा के तल में स्थित है और क्रॉस सेक्शन में 1 RJ की त्रिज्या है और केंद्र से त्रिज्या (इस मामले में बृहस्पति के केंद्र से) 5.9 RJ के जेनरेटरिक्स तक है। यह वह है जो मूल रूप से बृहस्पति के मैग्नेटोस्फीयर की गतिशीलता को बदलता है।

बृहस्पति का चुंबकमंडल। चुंबकीय रूप से फंसे सौर पवन आयनों को आरेख में लाल रंग में दिखाया गया है, Io की तटस्थ ज्वालामुखी गैस बेल्ट को हरे रंग में दिखाया गया है, और यूरोपा की तटस्थ गैस बेल्ट को नीले रंग में दिखाया गया है। ईएनए तटस्थ परमाणु हैं। 2001 की शुरुआत में प्राप्त कैसिनी जांच के अनुसार।

आने वाली सौर हवा 50-100 ग्रहों की त्रिज्या की दूरी पर चुंबकीय क्षेत्र के दबाव से संतुलित होती है, Io के प्रभाव के बिना, यह दूरी 42 RJ से अधिक नहीं होगी। रात की ओर, यह शनि की कक्षा से परे, 650 मिलियन किमी या उससे अधिक की लंबाई तक पहुंचता है। बृहस्पति के मैग्नेटोस्फीयर में त्वरित इलेक्ट्रॉन पृथ्वी तक पहुंचते हैं। यदि बृहस्पति के चुम्बकमंडल को पृथ्वी की सतह से देखा जा सकता है, तो इसका कोणीय आयाम चंद्रमा के आयामों से अधिक होगा।

विकिरण बेल्ट

बृहस्पति के पास शक्तिशाली विकिरण बेल्ट हैं। बृहस्पति के पास पहुंचने पर, गैलीलियो को मनुष्यों के लिए घातक खुराक का 25 गुना विकिरण मिला। बृहस्पति के विकिरण बेल्ट से रेडियो उत्सर्जन पहली बार 1955 में खोजा गया था। रेडियो उत्सर्जन में एक सिंक्रोट्रॉन वर्ण होता है। विकिरण पेटियों में इलेक्ट्रॉनों में लगभग 20 MeV की विशाल ऊर्जा होती है, जबकि कैसिनी जांच में पाया गया कि बृहस्पति के विकिरण पेटियों में इलेक्ट्रॉनों का घनत्व अपेक्षा से कम है। बृहस्पति के विकिरण पेटियों में इलेक्ट्रॉनों का प्रवाह विकिरण द्वारा उपकरण क्षति के उच्च जोखिम के कारण अंतरिक्ष यान के लिए एक गंभीर खतरा पैदा कर सकता है। सामान्य तौर पर, बृहस्पति का रेडियो उत्सर्जन कड़ाई से समान और स्थिर नहीं है - समय और आवृत्ति दोनों में। इस तरह के विकिरण की औसत आवृत्ति, अनुसंधान के अनुसार, लगभग 20 मेगाहर्ट्ज है, और संपूर्ण आवृत्ति रेंज 5-10 से 39.5 मेगाहर्ट्ज तक है।

बृहस्पति एक आयनोस्फीयर से घिरा हुआ है जिसकी लंबाई 3000 किमी है।

बृहस्पति पर औरोरा

बृहस्पति के प्राकृतिक चंद्रमाओं के साथ बातचीत के परिणामस्वरूप मुख्य रिंग, ऑरोरा और सनस्पॉट दिखाते हुए बृहस्पति का उरोरा पैटर्न।

बृहस्पति दोनों ध्रुवों के चारों ओर उज्ज्वल, स्थिर अरोरा दिखाता है। पृथ्वी पर उन लोगों के विपरीत, जो बढ़ी हुई सौर गतिविधि की अवधि के दौरान दिखाई देते हैं, बृहस्पति के अरोरा स्थिर होते हैं, हालांकि उनकी तीव्रता दिन-प्रतिदिन भिन्न होती है। उनमें तीन मुख्य घटक होते हैं: मुख्य और सबसे चमकीला क्षेत्र अपेक्षाकृत छोटा (1000 किमी से कम चौड़ा) है, जो चुंबकीय ध्रुवों से लगभग 16 ° स्थित है; हॉट स्पॉट - बृहस्पति के आयनमंडल के साथ उपग्रहों के आयनमंडल को जोड़ने वाली चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के निशान, और मुख्य रिंग के अंदर स्थित अल्पकालिक उत्सर्जन के क्षेत्र। रेडियो तरंगों से लेकर एक्स-रे (3 केवी तक) तक इलेक्ट्रोमैग्नेटिक स्पेक्ट्रम के लगभग सभी हिस्सों में ऑरोरल उत्सर्जन का पता चला है, लेकिन वे मध्य-इन्फ्रारेड रेंज (तरंग दैर्ध्य 3-4 माइक्रोन और 7-14 माइक्रोन) में सबसे चमकीले हैं और स्पेक्ट्रम का गहरा पराबैंगनी क्षेत्र (लंबाई तरंगें 80-180 एनएम)।

मुख्य अरोरल वलय की स्थिति स्थिर होती है, जैसा कि उनका आकार होता है। हालांकि, उनका विकिरण सौर हवा के दबाव से दृढ़ता से नियंत्रित होता है - हवा जितनी तेज होती है, औरोरस उतना ही कमजोर होता है। आयनमंडल और मैग्नेटोडिस्क के बीच संभावित अंतर के कारण त्वरित इलेक्ट्रॉनों के एक बड़े प्रवाह द्वारा औरोरा स्थिरता बनाए रखी जाती है। ये इलेक्ट्रॉन एक करंट उत्पन्न करते हैं जो मैग्नेटोडिस्क में रोटेशन के समकालिकता को बनाए रखता है। इन इलेक्ट्रॉनों की ऊर्जा 10 - 100 केवी है; वायुमंडल में गहराई से प्रवेश करते हुए, वे आणविक हाइड्रोजन को आयनित और उत्तेजित करते हैं, जिससे पराबैंगनी विकिरण होता है। इसके अलावा, वे आयनमंडल को गर्म करते हैं, जो औरोरस के मजबूत अवरक्त विकिरण और आंशिक रूप से थर्मोस्फीयर के ताप की व्याख्या करता है।

हॉट स्पॉट तीन गैलीलियन चंद्रमाओं से जुड़े हैं: आयो, यूरोपा और गेनीमेड। वे इस तथ्य के कारण उत्पन्न होते हैं कि घूर्णन प्लाज्मा उपग्रहों के पास धीमा हो जाता है। सबसे चमकीले धब्बे Io के हैं, क्योंकि यह उपग्रह प्लाज्मा का मुख्य आपूर्तिकर्ता है, यूरोपा और गेनीमेड के धब्बे बहुत अधिक धुंधले हैं। समय-समय पर दिखाई देने वाले मुख्य वलयों के भीतर चमकीले धब्बे मैग्नेटोस्फीयर और सौर हवा की परस्पर क्रिया से संबंधित माने जाते हैं।

बड़ा एक्स-रे स्पॉट

हबल दूरबीन से और चंद्रा एक्स-रे दूरबीन से बृहस्पति की संयुक्त छवि - फरवरी 2007

दिसंबर 2000 में, चंद्र ऑर्बिटल टेलीस्कोप ने बृहस्पति के ध्रुवों (मुख्य रूप से उत्तरी ध्रुव पर) पर स्पंदित एक्स-रे विकिरण के स्रोत की खोज की, जिसे ग्रेट एक्स-रे स्पॉट कहा जाता है। इस विकिरण के कारण अभी भी एक रहस्य हैं।

गठन और विकास के मॉडल

तारों के निर्माण और विकास की हमारी समझ में एक महत्वपूर्ण योगदान एक्सोप्लैनेट के अवलोकन द्वारा किया जाता है। तो, उनकी मदद से, बृहस्पति जैसे सभी ग्रहों के लिए सामान्य विशेषताएं स्थापित की गईं:

वे प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क के बिखरने के क्षण से पहले ही बनते हैं।
निर्माण में अभिवृद्धि एक महत्वपूर्ण भूमिका निभाती है।
ग्रहों के कारण भारी रासायनिक तत्वों में वृद्धि।

बृहस्पति की उत्पत्ति और गठन की प्रक्रियाओं की व्याख्या करने वाली दो मुख्य परिकल्पनाएँ हैं।

पहली परिकल्पना के अनुसार, जिसे "संकुचन" परिकल्पना कहा जाता है, बृहस्पति और सूर्य (हाइड्रोजन और हीलियम का एक बड़ा अनुपात) की रासायनिक संरचना की सापेक्ष समानता को इस तथ्य से समझाया गया है कि प्रारंभिक अवस्था में ग्रहों के निर्माण के दौरान सौर मंडल का विकास, गैस और धूल डिस्क में बड़े पैमाने पर "क्लंप" बने, जिससे ग्रहों को जन्म दिया, यानी सूर्य और ग्रहों का निर्माण एक समान तरीके से हुआ। सच है, यह परिकल्पना अभी भी ग्रहों की रासायनिक संरचना में मौजूदा अंतर की व्याख्या नहीं करती है: उदाहरण के लिए, शनि में बृहस्पति की तुलना में अधिक भारी रासायनिक तत्व होते हैं, और बदले में, सूर्य से बड़ा होता है। स्थलीय ग्रह आम तौर पर विशाल ग्रहों से उनकी रासायनिक संरचना में आश्चर्यजनक रूप से भिन्न होते हैं।

दूसरी परिकल्पना ("अभिवृद्धि" परिकल्पना) बताती है कि बृहस्पति और साथ ही शनि के निर्माण की प्रक्रिया दो चरणों में हुई। सबसे पहले, कई दसियों लाख वर्षों तक, स्थलीय समूह के ग्रहों की तरह, ठोस घने पिंडों के निर्माण की प्रक्रिया चलती रही। फिर दूसरा चरण शुरू हुआ, जब कई लाख वर्षों तक प्राथमिक प्रोटोप्लेनेटरी क्लाउड से इन पिंडों तक गैस के संचय की प्रक्रिया, जो उस समय तक कई पृथ्वी द्रव्यमान तक पहुंच चुकी थी, चली।

पहले चरण में भी, बृहस्पति और शनि के क्षेत्र से गैस का कुछ हिस्सा नष्ट हो गया, जिसके कारण इन ग्रहों और सूर्य की रासायनिक संरचना में कुछ अंतर आया। दूसरे चरण में बृहस्पति और शनि की बाहरी परतों का तापमान क्रमश: 5000 डिग्री सेल्सियस और 2000 डिग्री सेल्सियस तक पहुंच गया। दूसरी ओर, यूरेनस और नेपच्यून, बहुत बाद में अभिवृद्धि की शुरुआत के लिए आवश्यक महत्वपूर्ण द्रव्यमान तक पहुँच गए, जिसने उनके द्रव्यमान और उनकी रासायनिक संरचना दोनों को प्रभावित किया।

2004 में, वाशिंगटन विश्वविद्यालय से कैथरीना लॉडर्स ने अनुमान लगाया कि बृहस्पति के कोर में मुख्य रूप से चिपकने वाली क्षमताओं के साथ कुछ प्रकार के कार्बनिक पदार्थ होते हैं, जो बदले में, बड़े पैमाने पर अंतरिक्ष के आसपास के क्षेत्र से पदार्थ को पकड़ने से प्रभावित होते हैं। परिणामी स्टोन-टार कोर ने अपने गुरुत्वाकर्षण द्वारा सौर निहारिका से "कब्जा" गैस, आधुनिक बृहस्पति का निर्माण किया। यह विचार अभिवृद्धि द्वारा बृहस्पति की उत्पत्ति के बारे में दूसरी परिकल्पना में फिट बैठता है।

उपग्रह और छल्ले

बृहस्पति के बड़े उपग्रह: आयो, यूरोपा, गेनीमेड और कैलिस्टो और उनकी सतहें।

बृहस्पति के चंद्रमा: आयो, यूरोपा, गेनीमेड और कैलिस्टो

जनवरी 2012 तक, बृहस्पति के 67 ज्ञात चंद्रमा हैं, जो सौर मंडल में सबसे अधिक हैं। अनुमान है कि कम से कम सौ उपग्रह हो सकते हैं। उपग्रहों को मुख्य रूप से ज़ीउस-बृहस्पति से जुड़े विभिन्न पौराणिक पात्रों के नाम दिए गए हैं। उपग्रहों को दो बड़े समूहों में विभाजित किया जाता है - आंतरिक (8 उपग्रह, गैलीलियन और गैर-गैलीलियन आंतरिक उपग्रह) और बाहरी (55 उपग्रह, दो समूहों में भी विभाजित) - इस प्रकार, कुल 4 "किस्में" प्राप्त होती हैं। चार सबसे बड़े उपग्रहों - आयो, यूरोपा, गेनीमेड और कैलिस्टो - की खोज 1610 में गैलीलियो गैलीली द्वारा की गई थी]। बृहस्पति के उपग्रहों की खोज ने कोपर्निकन सूर्यकेंद्रित प्रणाली के पक्ष में पहला गंभीर तथ्यात्मक तर्क दिया।

यूरोप

सबसे बड़ी रुचि यूरोप है, जिसके पास एक वैश्विक महासागर है, जिसमें जीवन की उपस्थिति को बाहर नहीं किया गया है। विशेष अध्ययनों से पता चला है कि महासागर 90 किमी गहराई तक फैला हुआ है, इसका आयतन पृथ्वी के महासागरों के आयतन से अधिक है। यूरोपा की सतह उन दोषों और दरारों से भरी हुई है जो उपग्रह के बर्फ के खोल में उत्पन्न हुई हैं। यह सुझाव दिया गया है कि महासागर ही, न कि उपग्रह का मूल, यूरोप के लिए गर्मी का स्रोत है। कैलिस्टो और गेनीमेड पर एक अंडर-आइस महासागर का अस्तित्व भी माना जाता है। इस धारणा के आधार पर कि ऑक्सीजन 1-2 अरब वर्षों में उप-महासागर में प्रवेश कर सकती है, वैज्ञानिक सैद्धांतिक रूप से उपग्रह पर जीवन के अस्तित्व को मानते हैं। यूरोपा के महासागरों में ऑक्सीजन की मात्रा न केवल एकल-कोशिका वाले जीवन रूपों के अस्तित्व का समर्थन करने के लिए पर्याप्त है, बल्कि बड़े भी हैं। यह उपग्रह जीवन की संभावना के मामले में एन्सेलेडस के बाद दूसरे स्थान पर है।

और उस बारे में

शक्तिशाली सक्रिय ज्वालामुखियों की उपस्थिति के लिए Io दिलचस्प है; उपग्रह की सतह ज्वालामुखी गतिविधि के उत्पादों से भर गई है। अंतरिक्ष जांच द्वारा ली गई तस्वीरों से पता चलता है कि Io की सतह भूरे, लाल और गहरे पीले रंग के पैच के साथ चमकीले पीले रंग की है। ये धब्बे Io के ज्वालामुखी विस्फोटों के उत्पाद हैं, जिनमें मुख्य रूप से सल्फर और इसके यौगिक शामिल हैं; विस्फोटों का रंग उनके तापमान पर निर्भर करता है।
[संपादित करें] गेनीमेड

गैनीमेड न केवल बृहस्पति का, बल्कि सामान्य रूप से ग्रहों के सभी उपग्रहों में सौर मंडल का सबसे बड़ा उपग्रह है। गेनीमेड और कैलिस्टो कई क्रेटर से ढके हुए हैं, कैलिस्टो पर उनमें से कई दरारों से घिरे हुए हैं।

कैलिस्टो

माना जाता है कि कैलिस्टो के पास चंद्रमा की सतह के नीचे एक महासागर है; यह अप्रत्यक्ष रूप से कैलिस्टो चुंबकीय क्षेत्र द्वारा इंगित किया जाता है, जो उपग्रह के अंदर खारे पानी में विद्युत धाराओं की उपस्थिति से उत्पन्न हो सकता है। साथ ही इस परिकल्पना के पक्ष में यह तथ्य भी है कि कैलिस्टो का चुंबकीय क्षेत्र बृहस्पति के चुंबकीय क्षेत्र के उन्मुखीकरण के आधार पर भिन्न होता है, अर्थात इस उपग्रह की सतह के नीचे एक अत्यधिक प्रवाहकीय तरल होता है।

पृथ्वी और चंद्रमा के साथ गैलीलियन उपग्रहों के आकार की तुलना

गैलीलियन उपग्रहों की विशेषताएं

विशाल ग्रह के शक्तिशाली ज्वारीय बलों के प्रभाव के कारण बृहस्पति के सभी बड़े उपग्रह समकालिक रूप से घूमते हैं और हमेशा एक ही तरफ बृहस्पति का सामना करते हैं। इसी समय, गैनीमेड, यूरोपा और आयो एक दूसरे के साथ कक्षीय अनुनाद में हैं। इसके अलावा, बृहस्पति के उपग्रहों में एक पैटर्न है: उपग्रह ग्रह से जितना दूर है, उसका घनत्व उतना ही कम है (आईओ के लिए - 3.53 ग्राम / सेमी 2, यूरोपा - 2.99 ग्राम / सेमी 2, गेनीमेड - 1.94 ग्राम / सेमी 2, कैलिस्टो - 1.83 ग्राम/सेमी2)। यह उपग्रह पर पानी की मात्रा पर निर्भर करता है: Io पर यह व्यावहारिक रूप से अनुपस्थित है, यूरोपा पर - 8%, गैनीमेड और कैलिस्टो पर - उनके द्रव्यमान का आधा तक।

बृहस्पति के छोटे चंद्रमा

शेष उपग्रह बहुत छोटे हैं और अनियमित आकार के चट्टानी पिंड हैं। इनमें वे लोग भी हैं जो विपरीत दिशा में मुड़ते हैं। बृहस्पति के छोटे उपग्रहों में से, अमलथिया वैज्ञानिकों के लिए काफी रुचि का है: यह माना जाता है कि इसके अंदर रिक्तियों की एक प्रणाली है जो दूर के अतीत में हुई तबाही के परिणामस्वरूप उत्पन्न हुई - उल्कापिंड की बमबारी के कारण, अमलथिया भागों में टूट गया, जो फिर आपसी गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में फिर से जुड़ गया, लेकिन कभी भी एक अखंड शरीर नहीं बन पाया।

मेटिस और एड्रास्टिया बृहस्पति के सबसे निकटतम चंद्रमा हैं जिनका व्यास क्रमशः लगभग 40 और 20 किमी है। वे बृहस्पति के मुख्य वलय के किनारे पर 128 हजार किमी की त्रिज्या के साथ कक्षा में घूमते हैं, 7 घंटे में बृहस्पति के चारों ओर एक चक्कर लगाते हैं और बृहस्पति के सबसे तेज उपग्रह होते हैं।

बृहस्पति के पूरे उपग्रह तंत्र का कुल व्यास 24 मिलियन किमी है। इसके अलावा, यह माना जाता है कि बृहस्पति के अतीत में और भी अधिक उपग्रह थे, लेकिन उनमें से कुछ अपने शक्तिशाली गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में ग्रह में गिर गए।

बृहस्पति के चारों ओर उल्टे घूमने वाले उपग्रह

बृहस्पति के उपग्रह, जिनके नाम "ई" में समाप्त होते हैं - कर्म, सिनोप, अनांके, पासीफे और अन्य (अनंके समूह, कर्म समूह, पासीफे समूह देखें) - विपरीत दिशा में ग्रह के चारों ओर घूमते हैं (प्रतिगामी गति) और, वैज्ञानिकों के अनुसार, बृहस्पति के साथ मिलकर नहीं बने, लेकिन बाद में उनके द्वारा कब्जा कर लिया गया। नेप्च्यून के उपग्रह ट्राइटन में भी ऐसी ही संपत्ति है।

बृहस्पति के अंतरिम चंद्रमा

कुछ धूमकेतु बृहस्पति के अस्थायी चन्द्रमा हैं। तो, विशेष रूप से, धूमकेतु कुशीदा - मुरामात्सु (अंग्रेजी) रूसी। 1949 से 1961 की अवधि में। बृहस्पति का एक उपग्रह था, जिसने इस दौरान ग्रह के चारों ओर दो चक्कर लगाए। इस वस्तु के अलावा विशाल ग्रह के कम से कम 4 अस्थायी चंद्रमाओं को भी जाना जाता है।

बृहस्पति के छल्ले

बृहस्पति के छल्ले (आरेख)।

1979 में वायेजर 1 के बृहस्पति के पारगमन के दौरान बृहस्पति के कमजोर वलय खोजे गए। कुछ धूमकेतुओं की कक्षाओं के दूर बिंदुओं के अध्ययन के आधार पर, सोवियत खगोलशास्त्री सर्गेई वसेखस्व्यत्स्की द्वारा 1960 में रिंगों की उपस्थिति को वापस ग्रहण किया गया था, Vseksvyatsky ने निष्कर्ष निकाला कि ये धूमकेतु बृहस्पति की अंगूठी से आ सकते हैं और सुझाव दिया कि अंगूठी का गठन किया गया था। बृहस्पति के उपग्रहों की ज्वालामुखी गतिविधि के परिणामस्वरूप (आईओ पर ज्वालामुखी दो दशक बाद खोजे गए थे)।

छल्ले वैकल्पिक रूप से पतले होते हैं, उनकी ऑप्टिकल मोटाई ~ 10-6 होती है, और कण अल्बेडो केवल 1.5% होता है। हालांकि, उनका निरीक्षण करना अभी भी संभव है: चरण कोणों पर 180 डिग्री के करीब ("प्रकाश के खिलाफ" देखकर), छल्ले की चमक लगभग 100 गुना बढ़ जाती है, और बृहस्पति की अंधेरी रात की ओर कोई प्रकाश नहीं छोड़ता है। कुल तीन छल्ले हैं: एक मुख्य, "मकड़ी" और एक प्रभामंडल।
गैलीलियो द्वारा सीधे विसरित प्रकाश में ली गई बृहस्पति के वलयों की तस्वीर।

मुख्य वलय बृहस्पति के केंद्र से 122,500 से 129,230 किमी तक फैला हुआ है। अंदर, मुख्य वलय एक टॉरॉयडल प्रभामंडल में गुजरता है, और इसके बाहर अरचनोइड से संपर्क करता है। ऑप्टिकल रेंज में विकिरण का प्रेक्षित अग्रगामी प्रकीर्णन माइक्रोन आकार के धूल कणों की विशेषता है। हालांकि, बृहस्पति के आसपास की धूल शक्तिशाली गैर-गुरुत्वाकर्षण गड़बड़ी के अधीन है, इस वजह से धूल के कणों का जीवनकाल 103 ± 1 वर्ष है। इसका मतलब है कि इन धूल कणों का स्रोत होना चाहिए। मुख्य रिंग के अंदर पड़े दो छोटे उपग्रह, मेटिस और एड्रास्टिया, ऐसे स्रोतों की भूमिका के लिए उपयुक्त हैं। उल्कापिंडों से टकराते हुए, वे सूक्ष्म कणों का एक झुंड उत्पन्न करते हैं, जो बाद में बृहस्पति के चारों ओर कक्षा में फैल गए। गोसामर वलय के अवलोकन से थेब्स और अमलथिया की कक्षाओं में उत्पन्न होने वाले पदार्थ के दो अलग-अलग बेल्ट का पता चला। इन बेल्टों की संरचना राशि धूल परिसरों की संरचना से मिलती जुलती है।

ट्रोजन क्षुद्रग्रह

ट्रोजन क्षुद्रग्रह - लैग्रेंज के क्षेत्र में स्थित क्षुद्रग्रहों का एक समूह बृहस्पति के L4 और L5 को इंगित करता है। क्षुद्रग्रह बृहस्पति के साथ 1:1 अनुनाद में हैं और इसके साथ सूर्य के चारों ओर कक्षा में घूमते हैं। इसी समय, L4 बिंदु के पास स्थित वस्तुओं को ग्रीक नायकों के नाम से और L5 के पास - ट्रोजन के नाम से कॉल करने की परंपरा है। कुल मिलाकर, जून 2010 तक, 1583 ऐसी सुविधाएं खोली गईं।

ट्रोजन की उत्पत्ति की व्याख्या करने वाले दो सिद्धांत हैं। पहला दावा करता है कि वे बृहस्पति के गठन के अंतिम चरण में उत्पन्न हुए थे (एक्रिटिंग संस्करण पर विचार किया जा रहा है)। इस मामले के साथ, प्लेनेटोज़िमल्स पर कब्जा कर लिया गया था, जिस पर अभिवृद्धि भी हुई थी, और चूंकि तंत्र प्रभावी था, उनमें से आधे गुरुत्वाकर्षण जाल में समाप्त हो गए। इस सिद्धांत का नुकसान यह है कि इस तरह से उत्पन्न होने वाली वस्तुओं की संख्या प्रेक्षित से अधिक परिमाण के चार क्रम हैं, और उनका कक्षीय झुकाव बहुत बड़ा है।

दूसरा सिद्धांत गतिशील है। सौर मंडल के निर्माण के 300-500 मिलियन वर्ष बाद, बृहस्पति और शनि 1: 2 प्रतिध्वनि से गुजरे। इससे कक्षाओं का पुनर्गठन हुआ: नेपच्यून, प्लूटो और शनि ने कक्षा की त्रिज्या बढ़ा दी, और बृहस्पति कम हो गया। इसने कुइपर बेल्ट की गुरुत्वाकर्षण स्थिरता को प्रभावित किया, और इसमें रहने वाले कुछ क्षुद्रग्रह बृहस्पति की कक्षा में चले गए। उसी समय, सभी मूल ट्रोजन, यदि कोई हों, नष्ट कर दिए गए।

ट्रोजन का आगे का भाग्य अज्ञात है। बृहस्पति और शनि की कमजोर प्रतिध्वनियों की एक श्रृंखला उन्हें अराजक रूप से आगे बढ़ने का कारण बनेगी, लेकिन अराजक गति का यह बल क्या होगा और क्या उन्हें अपनी वर्तमान कक्षा से बाहर फेंक दिया जाएगा, यह कहना मुश्किल है। इसके अलावा, एक दूसरे के बीच टकराव धीरे-धीरे लेकिन निश्चित रूप से ट्रोजन की संख्या को कम करता है। कुछ टुकड़े उपग्रह बन सकते हैं, और कुछ धूमकेतु।

बृहस्पति के साथ आकाशीय पिंडों की टक्कर
धूमकेतु शोमेकर-लेवी

धूमकेतु शोमेकर-लेवी के मलबे में से एक, हबल टेलीस्कोप से छवि, जुलाई 1994।
मुख्य लेख: धूमकेतु शोमेकर-लेवी 9

जुलाई 1992 में एक धूमकेतु बृहस्पति के पास पहुंचा। यह बादलों की ऊपरी सीमा से लगभग 15 हजार किलोमीटर की दूरी से गुजरा और विशाल ग्रह के शक्तिशाली गुरुत्वाकर्षण प्रभाव ने इसके कोर को 17 बड़े भागों में तोड़ दिया। धूमकेतु के इस झुंड की खोज कैरोलिन और यूजीन शोमेकर और शौकिया खगोलशास्त्री डेविड लेवी ने माउंट पालोमर वेधशाला में की थी। 1994 में, बृहस्पति के अगले दृष्टिकोण के दौरान, धूमकेतु के सभी टुकड़े जबरदस्त गति से ग्रह के वायुमंडल में दुर्घटनाग्रस्त हो गए - लगभग 64 किलोमीटर प्रति सेकंड। इस भव्य ब्रह्मांडीय प्रलय को पृथ्वी से और अंतरिक्ष साधनों की मदद से, विशेष रूप से हबल स्पेस टेलीस्कोप, IUE उपग्रह और गैलीलियो इंटरप्लेनेटरी स्पेस स्टेशन की मदद से देखा गया था। नाभिक के पतन के साथ एक विस्तृत वर्णक्रमीय रेंज में विकिरण की चमक, गैस उत्सर्जन की उत्पत्ति और लंबे समय तक रहने वाले भंवरों का निर्माण, बृहस्पति के विकिरण बेल्ट में बदलाव और औरोरस की उपस्थिति, और चमक में कमी के साथ था। अत्यधिक पराबैंगनी रेंज में Io का प्लाज्मा टोरस।

अन्य फॉल्स

19 जुलाई 2009 को, उपरोक्त शौकिया खगोलशास्त्री एंथनी वेस्ले ने बृहस्पति के दक्षिणी ध्रुव के पास एक अंधेरे स्थान की खोज की। बाद में, हवाई में केक वेधशाला में इस खोज की पुष्टि की गई। प्राप्त आंकड़ों के विश्लेषण से संकेत मिलता है कि बृहस्पति के वातावरण में गिरने वाला सबसे संभावित पिंड एक पत्थर का क्षुद्रग्रह था।

3 जून 2010 को 20:31 UT पर, दो स्वतंत्र पर्यवेक्षकों - एंथनी वेस्ले (इंग्लैंड। एंथनी वेस्ले, ऑस्ट्रेलिया) और क्रिस्टोफर गो (इंग्लैंड। क्रिस्टोफर गो, फिलीपींस) - ने बृहस्पति के वातावरण के ऊपर एक फ्लैश फिल्माया, जिसकी सबसे अधिक संभावना है बृहस्पति के लिए एक नया, पहले से अज्ञात शरीर। इस घटना के एक दिन बाद बृहस्पति के वायुमंडल में कोई नया काला धब्बा नहीं मिला। सबसे बड़े हवाईयन उपकरणों (मिथुन, केक और आईआरटीएफ) के साथ अवलोकन पहले ही किए जा चुके हैं और हबल स्पेस टेलीस्कोप के साथ टिप्पणियों की योजना बनाई गई है। 16 जून, 2010 को, नासा ने एक प्रेस विज्ञप्ति प्रकाशित की जिसमें कहा गया था कि हबल स्पेस टेलीस्कोप द्वारा 7 जून, 2010 को (प्रकोप का पता चलने के 4 दिन बाद) ली गई छवियों में बृहस्पति के ऊपरी वातावरण में गिरने के कोई संकेत नहीं थे।

20 अगस्त 2010 को 18:21:56 IST पर, बृहस्पति के क्लाउड कवर के ऊपर एक विस्फोट हुआ, जिसका पता कुमामोटो प्रान्त के जापानी शौकिया खगोलशास्त्री मासायुकी ताचिकावा ने अपने एक वीडियो में लगाया। इस घटना की घोषणा के अगले दिन, टोक्यो के एक शौकिया खगोलशास्त्री - एक स्वतंत्र पर्यवेक्षक आओकी काज़ुओ (आओकी काज़ुओ) से पुष्टि मिली। संभवतः, यह किसी विशाल ग्रह के वातावरण में किसी क्षुद्रग्रह या धूमकेतु का गिरना हो सकता है।

13 मार्च, 1781 को, अंग्रेजी खगोलशास्त्री विलियम हर्शल ने सौर मंडल के सातवें ग्रह - यूरेनस की खोज की। और 13 मार्च 1930 को अमेरिकी खगोलशास्त्री क्लाइड टॉम्बो ने सौरमंडल के नौवें ग्रह - प्लूटो की खोज की। 21वीं सदी की शुरुआत तक यह माना जाता था कि सौरमंडल में नौ ग्रह शामिल हैं। हालाँकि, 2006 में, अंतर्राष्ट्रीय खगोलीय संघ ने प्लूटो को इस स्थिति से वंचित करने का निर्णय लिया।

शनि के पहले से ही 60 ज्ञात प्राकृतिक उपग्रह हैं, जिनमें से अधिकांश को अंतरिक्ष यान का उपयोग करके खोजा गया है। अधिकांश उपग्रह चट्टानों और बर्फ से बने होते हैं। 1655 में क्रिश्चियन ह्यूजेंस द्वारा खोजा गया सबसे बड़ा उपग्रह टाइटन बुध ग्रह से भी बड़ा है। टाइटन का व्यास लगभग 5200 किमी है। टाइटन हर 16 दिन में शनि की परिक्रमा करता है। टाइटन एकमात्र ऐसा चंद्रमा है जिसमें बहुत घना वातावरण है, जो पृथ्वी के आकार का 1.5 गुना है, और इसमें ज्यादातर 90% नाइट्रोजन है, जिसमें मध्यम मात्रा में मीथेन है।

अंतर्राष्ट्रीय खगोलीय संघ ने मई 1930 में आधिकारिक तौर पर प्लूटो को एक ग्रह के रूप में मान्यता दी। उस समय यह मान लिया गया था कि इसका द्रव्यमान पृथ्वी के द्रव्यमान के बराबर है, लेकिन बाद में पता चला कि प्लूटो का द्रव्यमान पृथ्वी के द्रव्यमान से लगभग 500 गुना कम है, यहाँ तक कि चंद्रमा के द्रव्यमान से भी कम है। प्लूटो का द्रव्यमान 1.2 गुना 1022 किग्रा (0.22 पृथ्वी द्रव्यमान) है। सूर्य से प्लूटो की औसत दूरी 39.44 AU है। (5.9 गुणा 10 से 12वीं डिग्री किमी), त्रिज्या लगभग 1.65 हजार किमी है। सूर्य के चारों ओर परिक्रमण की अवधि 248.6 वर्ष है, इसकी धुरी के चारों ओर घूमने की अवधि 6.4 दिन है। माना जाता है कि प्लूटो की संरचना में चट्टान और बर्फ शामिल हैं; ग्रह में नाइट्रोजन, मीथेन और कार्बन मोनोऑक्साइड से बना एक पतला वातावरण है। प्लूटो के तीन चंद्रमा हैं: चारोन, हाइड्रा और Nyx।

20वीं सदी के अंत और 21वीं सदी की शुरुआत में, बाहरी सौर मंडल में कई वस्तुओं की खोज की गई थी। यह स्पष्ट हो गया है कि प्लूटो आज तक ज्ञात सबसे बड़ी कुइपर बेल्ट वस्तुओं में से एक है। इसके अलावा, बेल्ट की वस्तुओं में से कम से कम एक - एरिस - प्लूटो से बड़ा शरीर है और इससे 27% भारी है। इस संबंध में, यह विचार उत्पन्न हुआ कि अब प्लूटो को एक ग्रह नहीं माना जाएगा। 24 अगस्त, 2006 को, अंतर्राष्ट्रीय खगोलीय संघ (IAU) की XXVI महासभा में, प्लूटो को "ग्रह" नहीं, बल्कि एक "बौना ग्रह" कहने का निर्णय लिया गया।

सम्मेलन में, ग्रह की एक नई परिभाषा विकसित की गई थी, जिसके अनुसार ग्रहों को एक तारे के चारों ओर घूमने वाले पिंड माना जाता है (और स्वयं एक तारा नहीं होने के कारण), एक हाइड्रोस्टेटिक रूप से संतुलित आकार और क्षेत्र में क्षेत्र को "समाशोधन" करता है। अन्य, छोटी, वस्तुओं से उनकी कक्षा। बौने ग्रहों को ऐसी वस्तु माना जाएगा जो एक तारे के चारों ओर घूमती है, एक हाइड्रोस्टेटिक रूप से संतुलन आकार रखती है, लेकिन पास के स्थान को "साफ़" नहीं किया है और उपग्रह नहीं हैं। ग्रह और बौने ग्रह सौर मंडल की वस्तुओं के दो अलग-अलग वर्ग हैं। अन्य सभी पिंड जो सूर्य के चारों ओर चक्कर लगाते हैं और उपग्रह नहीं हैं, सौर मंडल के छोटे पिंड कहलाएंगे।

इस प्रकार, 2006 से, सौर मंडल में आठ ग्रह हो चुके हैं: बुध, शुक्र, पृथ्वी, मंगल, बृहस्पति, शनि, यूरेनस, नेपच्यून। पांच बौने ग्रहों को आधिकारिक तौर पर अंतर्राष्ट्रीय खगोलीय संघ द्वारा मान्यता प्राप्त है: सेरेस, प्लूटो, हौमिया, माकेमेक और एरिस।

11 जून 2008 को, IAU ने "प्लूटॉइड" की अवधारणा की शुरुआत की घोषणा की। प्लूटोइड्स खगोलीय पिंडों को कॉल करने का निर्णय लिया गया जो सूर्य के चारों ओर एक कक्षा में घूमते हैं जिनकी त्रिज्या नेप्च्यून की कक्षा की त्रिज्या से अधिक है, जिसका द्रव्यमान गुरुत्वाकर्षण बलों के लिए उन्हें लगभग गोलाकार आकार देने के लिए पर्याप्त है, और जो आसपास की जगह को साफ नहीं करते हैं उनकी कक्षा (अर्थात कई छोटी-छोटी वस्तुएँ उनके चारों ओर चक्कर लगाती हैं)।

चूंकि प्लूटोइड जैसी दूर की वस्तुओं के लिए आकार और इस प्रकार बौने ग्रहों के वर्ग के संबंध को निर्धारित करना अभी भी मुश्किल है, वैज्ञानिकों ने अस्थायी रूप से उन सभी वस्तुओं को प्लूटोइड्स को आवंटित करने की सिफारिश की, जिनकी पूर्ण क्षुद्रग्रह परिमाण (एक खगोलीय इकाई की दूरी से चमक) उज्जवल है +1 की तुलना में। यदि बाद में यह पता चलता है कि प्लूटोइड्स को सौंपी गई वस्तु बौना ग्रह नहीं है, तो उसे इस स्थिति से वंचित कर दिया जाएगा, हालांकि निर्दिष्ट नाम छोड़ दिया जाएगा। बौने ग्रह प्लूटो और एरिस को प्लूटोइड के रूप में वर्गीकृत किया गया था। जुलाई 2008 में, माकेमेक को इस श्रेणी में शामिल किया गया था। 17 सितंबर, 2008 को हौमिया को सूची में जोड़ा गया।

सामग्री खुले स्रोतों से प्राप्त जानकारी के आधार पर तैयार की गई थी

शनि सौरमंडल का छठा ग्रह है। दूसरा सबसे बड़ा, और इसका घनत्व इतना छोटा है कि यदि आप एक विशाल जलाशय को पानी से भर दें और वहां शनि को रखें, तो यह पूरी तरह से पानी में डूबे बिना सतह पर स्वतंत्र रूप से तैरने लगेगा। शनि का मुख्य आकर्षण इसके छल्ले हैं, जो धूल, गैस और बर्फ से बने हैं। ग्रह के चारों ओर बड़ी संख्या में छल्ले हैं, जिनका व्यास पृथ्वी के व्यास से कई गुना अधिक है।

शनि क्या है?

पहले आपको यह पता लगाने की आवश्यकता है कि यह किस प्रकार का ग्रह है और यह "किसके साथ खाया जाता है"। शनि सूर्य से छठा ग्रह है, जिसका नाम प्राचीन रोमन यूनानियों के नाम पर रखा गया था, जिन्हें ज़ीउस (बृहस्पति) का पिता क्रोनोस कहा जाता था। कक्षा के सबसे दूर बिंदु (एफ़ेलियन) पर, सूर्य से दूरी 1,513 बिलियन किमी है।

एक ग्रह दिवस केवल 10 घंटे 34 मिनट का होता है, लेकिन एक ग्रह वर्ष 29.5 पृथ्वी वर्ष लंबा होता है। गैस विशाल के वातावरण में मुख्य रूप से हाइड्रोजन होता है (यह 92%) होता है। शेष 8% हीलियम, मीथेन, अमोनिया, ईथेन आदि की अशुद्धियाँ हैं।

1977 में प्रक्षेपित वोयाजर 1 और वोयाजर 2 कुछ साल पहले शनि की कक्षा में पहुंचे और वैज्ञानिकों को इस ग्रह के बारे में अमूल्य जानकारी प्रदान की। सतह पर हवाएं देखी गईं, जिनकी गति 500 ​​मीटर/सेकेंड तक पहुंच गई। उदाहरण के लिए, पृथ्वी पर सबसे तेज़ हवा केवल 103 m/s (न्यू हैम्पशायर,

बृहस्पति पर ग्रेट रेड स्पॉट की तरह, शनि पर एक ग्रेट व्हाइट ओवल है। लेकिन दूसरा हर 30 साल में दिखाई देता है, और इसकी आखिरी उपस्थिति 1990 में हुई थी। कुछ सालों में हम उसे फिर से देख पाएंगे।

शनि और पृथ्वी का आकार अनुपात

शनि पृथ्वी से कितने गुना बड़ा है? कुछ रिपोर्टों के अनुसार, केवल व्यास में शनि हमारे ग्रह से 10 गुना अधिक है। आयतन की दृष्टि से 764 गुना यानी शनि हमारे ग्रहों की इतनी ही संख्या को समायोजित कर सकता है। शनि के वलयों की चौड़ाई हमारे नीले ग्रह के व्यास से 6 गुना अधिक है। वह इतना विशाल है।

पृथ्वी से शनि की दूरी

सबसे पहले आपको इस तथ्य को ध्यान में रखना होगा कि सौर मंडल के सभी ग्रह एक सर्कल में नहीं बल्कि अंडाकार (अंडाकार) में चलते हैं। ऐसे क्षण होते हैं जब सूर्य से दूरी में परिवर्तन होता है। वह करीब आ सकता है, वह दूर जा सकता है। पृथ्वी पर, यह स्पष्ट रूप से दिखाई देता है। इसे ऋतु परिवर्तन कहते हैं। लेकिन यहां कक्षा के सापेक्ष हमारे ग्रह का घूर्णन और झुकाव एक भूमिका निभाता है।

इसलिए, पृथ्वी से शनि की दूरी काफी भिन्न होगी। अब आप जानेंगे कैसे। वैज्ञानिक मापों का उपयोग करते हुए, यह गणना की गई है कि पृथ्वी से शनि की न्यूनतम दूरी किलोमीटर में 1195 मिलियन है, जबकि अधिकतम 1660 मिलियन किमी है।

जैसा कि आप जानते हैं, प्रकाश की गति (आइंस्टीन के सापेक्षता के सिद्धांत के अनुसार) ब्रह्मांड में एक दुर्गम सीमा है। यह हमें अप्राप्य लगता है। लेकिन ब्रह्मांडीय पैमाने पर, यह नगण्य है। 8 मिनट में, प्रकाश पृथ्वी की दूरी तय करता है, जो कि 150 मिलियन किमी (1 एयू) है। शनि से दूरी को 1 घंटे 20 मिनट में पार करना होता है। यह इतना लंबा नहीं है, आप कहते हैं, लेकिन जरा सोचिए कि प्रकाश की गति 300,000 मीटर/सेकेंड है!

यदि आप रॉकेट को परिवहन के साधन के रूप में लेते हैं, तो दूरी को पार करने में वर्षों लगेंगे। विशाल ग्रहों का अध्ययन करने के उद्देश्य से अंतरिक्ष यान को 2.5 से 3 वर्ष लगे। फिलहाल वे सोलर सिस्टम से बाहर हैं। कई वैज्ञानिकों का मानना ​​है कि पृथ्वी से शनि की दूरी को 6 साल 9 महीने में दूर किया जा सकता है।

शनि पर किसी व्यक्ति का क्या इंतजार है?

हमें इस हाइड्रोजन ग्रह की भी आवश्यकता क्यों है, जहाँ जीवन की उत्पत्ति कभी नहीं हुई होगी? शनि अपने चंद्रमा टाइटन नामक वैज्ञानिकों में रुचि रखता है। शनि का सबसे बड़ा चंद्रमा और सौरमंडल में दूसरा सबसे बड़ा (बृहस्पति के गेनीमेड के बाद)। इसमें वैज्ञानिकों की दिलचस्पी किसी मंगल ग्रह से कम नहीं है। टाइटन बुध से बड़ा है और इसकी सतह पर नदियां भी हैं। सच है, नदियाँ और ईथेन से हैं।

उपग्रह पर गुरुत्वाकर्षण बल पृथ्वी की तुलना में कम होता है। वायुमंडल में मौजूद मुख्य तत्व हाइड्रोकार्बन है। अगर हम टाइटन तक पहुंचने में कामयाब हो जाते हैं, तो यह हमारे लिए एक बहुत ही गंभीर समस्या बन जाएगी। लेकिन टाइट सूट की जरूरत नहीं होगी। केवल बहुत गर्म कपड़े और एक ऑक्सीजन टैंक। टाइटन के घनत्व और गुरुत्वाकर्षण को देखते हुए, यह कहना सुरक्षित है कि मनुष्य उड़ने में सक्षम होंगे। तथ्य यह है कि ऐसी स्थितियों में हमारा शरीर गुरुत्वाकर्षण के मजबूत प्रतिरोध के बिना, हवा में स्वतंत्र रूप से तैर सकता है। हमें केवल सामान्य मॉडल पंखों की आवश्यकता होगी। और अगर वे टूट भी जाते हैं, तो एक व्यक्ति बिना किसी समस्या के उपग्रह की ठोस सतह को आसानी से "काठी" कर सकता है।

टाइटन के सफल बंदोबस्त के लिए अर्धगोलाकार गुंबदों के नीचे पूरे शहर का निर्माण करना आवश्यक होगा। तभी अधिक आरामदायक जीवन और आवश्यक भोजन उगाने के साथ-साथ ग्रह के आंतों से मूल्यवान खनिज संसाधनों को निकालने के लिए पृथ्वी के समान जलवायु को फिर से बनाना संभव होगा।

सूर्य के प्रकाश की कमी भी एक गंभीर समस्या होगी, क्योंकि शनि के निकट सूर्य छोटा लगता है। सौर पैनलों के लिए एक प्रतिस्थापन हाइड्रोकार्बन होगा, जो पूरे समुद्र के साथ बहुतायत में ग्रह को कवर करता है। इससे पहले उपनिवेशवादियों को ऊर्जा प्राप्त होगी। पानी चंद्रमा की सतह के नीचे बर्फ के रूप में गहराई में पाया जाता है।

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सूर्य से बृहस्पति की दूरीफोटो में किलोमीटर में: सौर मंडल में स्थिति का विवरण, अण्डाकार कक्षा, प्रतिगामी बृहस्पति, ग्रह के लिए उड़ान का समय।

बृहस्पति- सौरमंडल का सबसे बड़ा ग्रह, जिसे बड़ी दूरी के बावजूद भी माना जा सकता है। फोटो में इसकी कक्षा की विशेषताएं देखी जा सकती हैं, जहां सूर्य और पृथ्वी से दूरियां अंकित हैं।

ग्रह एक अंडाकार कक्षीय पथ में यात्रा करते हैं, इसलिए उनके बीच की दूरी हमेशा भिन्न होती है। यदि निकटतम बिंदु पर स्थित है, तो 588 मिलियन किमी। इस स्थिति में, ग्रह चमक में शुक्र से भी आगे निकल जाता है। अधिकतम दूरी पर, दूरी 968 मिलियन किमी है।

तारे के चारों ओर एक चक्कर लगाने के लिए गैस की दिग्गज कंपनी 11.86 मिलियन किमी लेती है। रास्ते में पृथ्वी हर 398.9 दिनों में बृहस्पति तक पहुंचती है। इस प्रतिगामी ने सौर मंडल के मॉडल में समस्याएँ पैदा कीं, जहाँ आदर्श वृत्ताकार कक्षाएँ बृहस्पति और अन्य ग्रहों के लूप से सहमत नहीं थीं। जोहान्स केप्लर ने अण्डाकार पथों के बारे में अनुमान लगाया था।

बृहस्पति से सूर्य की दूरी?

औसतन, सूर्य से बृहस्पति की दूरी 778 मिलियन किमी है, लेकिन अण्डाकार होने के कारण, ग्रह 741 मिलियन किमी तक पहुंचने और 817 मिलियन किमी दूर जाने में सक्षम है।

दो घूर्णन आकाशीय पिंडों के बीच द्रव्यमान का केंद्र स्थापित होता है। यद्यपि हम कहते हैं कि सभी ग्रह सूर्य की परिक्रमा करते हैं, वास्तव में उनका उद्देश्य द्रव्यमान के एक विशिष्ट बिंदु पर होता है। कई ग्रहों के लिए यह केंद्र तारे के अंदर स्थित होता है। लेकिन बृहस्पति एक गहरी विशालता से प्रतिष्ठित है, इसलिए इसके लिए बिंदु सौर व्यास के बाहर स्थित है। अब आप सूर्य से बृहस्पति ग्रह की दूरी के बारे में किलोमीटर में अधिक जानते हैं।

बृहस्पति की उड़ान कितनी लंबी है?

बृहस्पति के लिए उड़ान की गति कई कारकों पर निर्भर करती है: ईंधन की आपूर्ति, ग्रहों की स्थिति, गति, गुरुत्वाकर्षण गुलेल का उपयोग।

गैलीलियो ने 1989 में शुरुआत की और 6 साल बाद 2.5 बिलियन मील की यात्रा करके पहुंचे। उसे शुक्र, पृथ्वी और क्षुद्रग्रह गैसप्रा का चक्कर लगाना था। वोयाजर 1 1977 में लॉन्च हुआ और 1979 में आया क्योंकि यह तब यात्रा करता था जब ग्रह पूर्ण संरेखण में थे।

न्यू होराइजन्स ने 2006 में सीधी उड़ान भरी और 13 महीनों में पहुंचे। 2011 में लॉन्च हुए जूनो को पूरा होने में 5 साल लगे।

ESA ने 2022 में JUICE मिशन शुरू करने की योजना बनाई है, जिसकी यात्रा में 7.6 साल लगेंगे। नासा 2020 में यूरोप में एक जहाज भेजना चाहता है, जिसमें 3 साल लगेंगे।

जब कोई व्यक्ति अपनी कार से किसी अपरिचित शहर में जा रहा होता है, तो सबसे पहले यात्रा के समय का अनुमान लगाने और गैसोलीन पर स्टॉक करने के लिए उससे दूरी का पता लगाना होता है। सड़क पर चलने वाला रास्ता इस बात पर निर्भर नहीं करेगा कि आप सुबह सड़क पर जाते हैं या शाम को, आज या कुछ महीनों में। अंतरिक्ष यात्रा के साथ, स्थिति कुछ अधिक जटिल है और बृहस्पति की दूरी, कल मापी गई, छह महीने में डेढ़ गुना अधिक होगी, और फिर यह फिर से घटने लगेगी। पृथ्वी पर, ऐसे शहर की यात्रा करना बहुत असुविधाजनक होगा जो स्वयं निरंतर गतिमान है।

हमारे ग्रह से गैस विशाल की औसत दूरी 778.57 मिलियन किमी है, लेकिन यह आंकड़ा लगभग उतना ही प्रासंगिक है जितना कि एक अस्पताल में औसत तापमान के बारे में जानकारी। तथ्य यह है कि दोनों ग्रह अण्डाकार कक्षाओं में सूर्य के चारों ओर (या, अधिक सटीक रूप से, सौर मंडल के द्रव्यमान के केंद्र के चारों ओर) घूमते हैं, और क्रांति की विभिन्न अवधियों के साथ। पृथ्वी के लिए यह एक वर्ष के बराबर है और बृहस्पति के लिए यह लगभग 12 वर्ष (11.86 वर्ष) है। उनके बीच न्यूनतम संभव दूरी 588.5 मिलियन किमी और अधिकतम 968.6 मिलियन किमी है। ग्रह, जैसे थे, एक झूले पर सवारी करते हैं, अब आ रहे हैं, फिर दूर जा रहे हैं।

पृथ्वी बृहस्पति की तुलना में अधिक कक्षीय गति के साथ चलती है: 29.78 किमी / सेकंड बनाम 13.07 किमी / सेकंड, और सौर मंडल के केंद्र के बहुत करीब है, और इसलिए हर 398.9 दिनों में इसे पकड़ लेती है, करीब आ रही है। गति के प्रक्षेप पथ की अण्डाकारता को देखते हुए, बाह्य अंतरिक्ष में ऐसे बिंदु हैं जहां ग्रहों के बीच की दूरी लगभग न्यूनतम हो जाती है। पृथ्वी-बृहस्पति जोड़े के लिए, जिस समय के बाद वे नियमित रूप से इस तरह से एक-दूसरे से संपर्क करते हैं, वह लगभग 12 वर्ष है।

महान टकराव

समय के ऐसे क्षणों को आमतौर पर महान टकराव की तिथियां कहा जाता है। इन दिनों, बृहस्पति अपनी चमक में तारों वाले आकाश में सभी खगोलीय पिंडों को पार कर जाता है, शुक्र की चमक के करीब पहुंच जाता है, और एक छोटी दूरबीन या दूरबीन की मदद से न केवल ग्रह, बल्कि उसके उपग्रहों का भी निरीक्षण करना संभव हो जाता है। इसलिए, खगोलविद और तारों वाले आकाश की सुंदरता के साधारण पारखी टकराव की प्रतीक्षा कर रहे हैं ताकि दूर और कम अध्ययन किए गए ब्रह्मांडीय शरीर को करीब से देखा जा सके और शायद, विज्ञान के लिए अब तक अज्ञात कुछ भी खोजा जा सके।

एक सांसारिक पर्यवेक्षक के लिए सबसे आरामदायक परिस्थितियों में बृहस्पति को देखने का एक और अनूठा अवसर सितंबर 2022 के अंतिम दस दिनों में खुद को पेश करेगा। ग्रह की सतह पर ऐसे क्षणों में, एक छोटी दूरबीन की मदद से, आप स्पष्ट रूप से प्रसिद्ध रेड स्पॉट, आकाशीय पिंड की डिस्क पर धारियां, उनमें विभिन्न भंवर प्रवाह, और बहुत कुछ देख सकते हैं। कोई भी व्यक्ति जिसने अपने जीवन में एक बार इस ग्रह पर एक दूरबीन के माध्यम से देखा, दिलचस्प चेतना, इसे बार-बार करने का प्रयास करेगा।

जल्दी आने के लिए बाद में प्रस्थान करें

ग्रेट रेड स्पॉट के अंदर

ग्रहों की गति और अंतरिक्ष यान की नियोजित गति की गति विज्ञान को जानने के बाद, प्रक्षेपण यान के प्रक्षेपण के लिए इष्टतम तिथि चुनना संभव है ताकि बृहस्पति पर जितनी जल्दी हो सके उड़ान भरने के लिए, उस पर कम ईंधन खर्च किया जा सके। अधिक सटीक होने के लिए, यह एक अंतरग्रहीय स्टेशन नहीं है जो एक खगोलीय पिंड के लिए उड़ान भरता है, लेकिन उनमें से दो मिलन बिंदु पर चले जाते हैं, केवल ग्रह का मार्ग सहस्राब्दियों से नहीं बदला है, और विमान के प्रक्षेपवक्र को चुना जा सकता है। ऐसे विकल्प हैं जब उपकरण, जो बाद में उड़ान भरता है, पहले लक्ष्य तक पहुंचने में सक्षम होगा, इसलिए, उन्हें लागू करने के लिए, वे लॉन्च के लिए उपयुक्त तारीख तक एक रॉकेट बनाने का प्रयास करते हैं। ऐसे समय होते हैं जब लंबी उड़ान भरना अधिक लाभदायक होता है, लेकिन त्वरण और युद्धाभ्यास के दौरान ऊर्जा के "मुक्त" स्रोत का उपयोग करना - अन्य ग्रहों का गुरुत्वाकर्षण आकर्षण।

ग्रह अन्वेषण

आठ अंतरिक्ष मिशन पहले ही बृहस्पति के अध्ययन में भाग ले चुके हैं, और नौवां, जूनो चल रहा है। उनमें से प्रत्येक की आरंभ तिथि को चुने हुए मार्ग को ध्यान में रखते हुए चुना गया था।

इसलिए, गैलीलियो ऑर्बिटल स्टेशन, बृहस्पति का कृत्रिम उपग्रह बनने से पहले, सड़क पर छह साल से अधिक समय बिताया, लेकिन शुक्र और कुछ क्षुद्रग्रहों का दौरा करने में कामयाब रहा, और दो बार पृथ्वी के ऊपर से भी उड़ान भरी।

लेकिन न्यू होराइजन्स अंतरिक्ष यान सिर्फ 13 महीनों में गैस की विशालता तक पहुंच गया, क्योंकि इसका मुख्य लक्ष्य बहुत दूर है - यह प्लूटो और कुइपर बेल्ट है।