268.057°
0.52 (geom.albedo)
ग्रह प्राचीन काल से लोगों के लिए जाना जाता है, कई संस्कृतियों की पौराणिक कथाओं और धार्मिक मान्यताओं में परिलक्षित होता है।
बृहस्पति मुख्य रूप से हाइड्रोजन और हीलियम से बना है। सबसे अधिक संभावना है, ग्रह के केंद्र में उच्च दबाव में भारी तत्वों का एक पत्थर का कोर है। अपने तीव्र घूर्णन के कारण, बृहस्पति का आकार एक चपटा गोलाकार है (भूमध्य रेखा के चारों ओर इसका एक महत्वपूर्ण उभार है)। ग्रह के बाहरी वातावरण को स्पष्ट रूप से अक्षांशों के साथ कई लम्बी पट्टियों में विभाजित किया गया है, और इससे उनकी अंतःक्रियात्मक सीमाओं के साथ तूफान और तूफान आते हैं। इसका एक उल्लेखनीय परिणाम ग्रेट रेड स्पॉट है, जो एक विशाल तूफान है जिसे 17वीं शताब्दी से जाना जाता है। गैलीलियो लैंडर के अनुसार, जैसे-जैसे हम वायुमंडल में गहराई तक जाते हैं, दबाव और तापमान तेजी से बढ़ता है। बृहस्पति के पास एक शक्तिशाली चुंबकमंडल है।
बृहस्पति की उपग्रह प्रणाली में कम से कम 63 उपग्रह होते हैं, जिसमें 4 बड़े उपग्रह शामिल हैं, जिन्हें "गैलीलियन" भी कहा जाता है, जिन्हें 1610 में गैलीलियो गैलीली द्वारा खोजा गया था। बृहस्पति के चंद्रमा गैनीमेड का व्यास बुध से बड़ा है। यूरोपा की सतह के नीचे एक वैश्विक महासागर की खोज की गई है, और Io सौर मंडल में सबसे शक्तिशाली ज्वालामुखी होने के लिए जाना जाता है। बृहस्पति के कमजोर ग्रहों के छल्ले हैं।
नासा के आठ इंटरप्लेनेटरी स्टेशनों द्वारा बृहस्पति की खोज की गई है। सबसे बड़ा महत्व पायनियर और वायेजर एपराट्यूस और बाद में गैलीलियो की मदद से अध्ययन था, जिसने ग्रह के वायुमंडल में जांच को गिरा दिया। बृहस्पति की यात्रा करने वाला अंतिम अंतरिक्ष यान प्लूटो के लिए जाने वाला न्यू होराइजन्स जांच था।
अवलोकन
ग्रह पैरामीटर
बृहस्पति सौरमंडल का सबसे बड़ा ग्रह है। इसकी भूमध्यरेखीय त्रिज्या 71.4 हजार किमी है, जो पृथ्वी की त्रिज्या का 11.2 गुना है।
बृहस्पति का द्रव्यमान सौरमंडल के अन्य सभी ग्रहों के कुल द्रव्यमान के 2 गुना से अधिक, पृथ्वी के द्रव्यमान का 318 गुना और सूर्य के द्रव्यमान से केवल 1000 गुना कम है। यदि बृहस्पति लगभग 60 गुना अधिक विशाल होता, तो यह एक तारा बन सकता था। बृहस्पति का घनत्व सूर्य के घनत्व के लगभग बराबर है और पृथ्वी के घनत्व से काफी कम है।
ग्रह का भूमध्यरेखीय तल अपनी कक्षा के तल के करीब है, इसलिए बृहस्पति पर कोई मौसम नहीं है।
बृहस्पति अपनी धुरी के चारों ओर घूमता है, न कि एक ठोस पिंड की तरह: घूर्णन का कोणीय वेग भूमध्य रेखा से ध्रुवों तक घट जाता है। भूमध्य रेखा पर एक दिन लगभग 9 घंटे 50 मिनट का होता है। बृहस्पति सौरमंडल के किसी भी अन्य ग्रह की तुलना में तेजी से घूमता है। तेजी से घूमने के कारण, बृहस्पति का ध्रुवीय संपीड़न बहुत ध्यान देने योग्य है: ध्रुवीय त्रिज्या भूमध्य रेखा से 4.6 हजार किमी (यानी 6.5%) से कम है।
बृहस्पति पर हम केवल ऊपरी वायुमंडल में बादल देख सकते हैं। विशाल ग्रह में मुख्य रूप से गैस होती है और इसकी ठोस सतह नहीं होती है जिसका हम उपयोग करते हैं।
बृहस्पति सूर्य से प्राप्त होने वाली ऊर्जा से 2-3 गुना अधिक ऊर्जा मुक्त करता है। यह ग्रह के क्रमिक संकुचन, हीलियम और भारी तत्वों के डूबने या ग्रह की आंतों में रेडियोधर्मी क्षय की प्रक्रियाओं के कारण हो सकता है।
वर्तमान में ज्ञात अधिकांश एक्सोप्लैनेट द्रव्यमान और आकार में बृहस्पति के बराबर हैं, इसलिए इसका द्रव्यमान ( एम जे) और त्रिज्या ( आरजे) व्यापक रूप से उनके मापदंडों को निर्दिष्ट करने के लिए सुविधाजनक इकाइयों के रूप में उपयोग किया जाता है।
आंतरिक ढांचा
बृहस्पति मुख्य रूप से हाइड्रोजन और हीलियम से बना 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 दिखना चाहिए।
बृहस्पति की आंतरिक संरचना का मॉडल: धात्विक हाइड्रोजन की एक मोटी परत से घिरा एक चट्टानी कोर।
सैद्धांतिक मॉडल के अनुसार, तरल हाइड्रोजन के तहत लगभग 30-50 हजार किमी की मोटाई के साथ तरल धातु हाइड्रोजन की एक परत होती है। तरल धात्विक हाइड्रोजन कई मिलियन वायुमंडल के दबाव में बनता है। इसमें प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉन अलग-अलग होते हैं, और यह बिजली का एक अच्छा संवाहक है। धात्विक हाइड्रोजन की एक परत में उत्पन्न होने वाली शक्तिशाली विद्युत धाराएं बृहस्पति का एक विशाल चुंबकीय क्षेत्र उत्पन्न करती हैं।
वैज्ञानिकों का मानना है कि बृहस्पति के पास भारी तत्वों (हीलियम से भारी) से बना एक ठोस चट्टानी कोर है। इसका आयाम 15-30 हजार किमी व्यास का है, कोर में उच्च घनत्व है। सैद्धांतिक गणना के अनुसार, ग्रह की कोर की सीमा पर तापमान लगभग 30,000 K है, और दबाव 30-100 मिलियन वायुमंडल है।
पृथ्वी और जांच दोनों से किए गए मापों से पता चला है कि बृहस्पति द्वारा उत्सर्जित ऊर्जा, मुख्य रूप से अवरक्त विकिरण के रूप में, सूर्य से प्राप्त ऊर्जा की तुलना में लगभग 1.5 गुना अधिक है। इसलिए यह स्पष्ट है कि बृहस्पति के पास तापीय ऊर्जा का एक महत्वपूर्ण भंडार है, जो ग्रह के निर्माण के दौरान पदार्थ के संपीड़न की प्रक्रिया में बनता है। सामान्य तौर पर, यह माना जाता है कि बृहस्पति की गहराई में यह अभी भी बहुत गर्म है - लगभग 30,000 K।
वायुमंडल
बृहस्पति के वायुमंडल में हाइड्रोजन (परमाणुओं की संख्या से 81% और द्रव्यमान से 75%) और हीलियम (परमाणुओं की संख्या से 18%) और द्रव्यमान से 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।
विभिन्न ऊंचाइयों पर बादलों का अपना रंग होता है। उनमें से सबसे ऊंचे लाल हैं, थोड़ा नीचे सफेद हैं, यहां तक कि नीचे भूरे रंग के हैं, और सबसे निचली परत में नीले रंग के हैं।
बृहस्पति के लाल रंग में भिन्नता फास्फोरस, सल्फर और कार्बन के यौगिकों की उपस्थिति के कारण हो सकती है। चूंकि रंग बहुत भिन्न हो सकते हैं, इसलिए वातावरण की रासायनिक संरचना भी अलग-अलग जगहों पर भिन्न होती है। उदाहरण के लिए, विभिन्न जल वाष्प सामग्री वाले "शुष्क" और "गीले" क्षेत्र हैं।
बादलों की बाहरी परत का तापमान लगभग -130 डिग्री सेल्सियस होता है, लेकिन यह गहराई के साथ तेजी से बढ़ता है। गैलीलियो वंश के वाहन के अनुसार, 130 किमी की गहराई पर तापमान +150 डिग्री सेल्सियस है, दबाव 24 वायुमंडल है। बादल परत की ऊपरी सीमा पर दबाव लगभग 1 atm है, अर्थात पृथ्वी की सतह पर। गैलीलियो ने भूमध्य रेखा के साथ "गर्म धब्बे" की खोज की। जाहिरा तौर पर, इन जगहों पर बाहरी बादलों की परत पतली होती है, और गर्म आंतरिक क्षेत्रों को देखा जा सकता है।
बृहस्पति पर हवा की गति 600 किमी/घंटा से अधिक हो सकती है। वायुमंडल का संचलन दो मुख्य कारकों द्वारा निर्धारित किया जाता है। सबसे पहले, भूमध्यरेखीय और ध्रुवीय क्षेत्रों में बृहस्पति का घूर्णन समान नहीं है, इसलिए वायुमंडलीय संरचनाएं ग्रह को घेरने वाले बैंड में फैली हुई हैं। दूसरे, आंतों से निकलने वाली गर्मी के कारण तापमान का संचार होता 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।
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। नीचे के डार्क बेल्ट बादलों को लाल-भूरे रंग के अमोनियम हाइड्रोसल्फ़ाइड क्रिस्टल माना जाता है और उनका 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 पिछले 300 वर्षों में बृहस्पति की सतह पर देखा गया ग्रेट रेड स्पॉट है।
बृहस्पति के वातावरण में, बिजली देखी जाती है, जिसकी शक्ति पृथ्वी की तुलना में परिमाण के तीन आदेशों के साथ-साथ औरोरस भी होती है। इसके अलावा, चंद्रा कक्षीय दूरबीन ने स्पंदित एक्स-रे विकिरण (जिसे ग्रेट एक्स-रे स्पॉट कहा जाता है) के स्रोत का पता लगाया है, जिसके कारण अभी भी एक रहस्य हैं।
बड़ा लाल धब्बा
ग्रेट रेड स्पॉट दक्षिणी उष्णकटिबंधीय क्षेत्र में स्थित चर आकार का अंडाकार गठन है। वर्तमान में, इसका आयाम 15 × 30 हजार किमी (पृथ्वी के आकार से बहुत बड़ा) है, और 100 साल पहले, पर्यवेक्षकों ने 2 गुना बड़े आयामों 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 (एंटीसाइक्लोन) है, वह पदार्थ जिसमें वामावर्त घूमता है और 6 पृथ्वी दिनों में एक पूर्ण क्रांति करता है। यह वातावरण में ऊपर की ओर धाराओं की विशेषता है। इसमें बादल अधिक स्थित होते हैं, और उनका तापमान पड़ोसी क्षेत्रों की तुलना में कम होता है।
चुंबकीय क्षेत्र और चुंबकमंडल
बृहस्पति पर जीवन
वर्तमान में, वायुमंडल में पानी की कम सांद्रता और ठोस सतह की अनुपस्थिति के कारण बृहस्पति पर जीवन के अस्तित्व की संभावना कम लगती है। 1970 के दशक में, अमेरिकी खगोलशास्त्री कार्ल सागन ने बृहस्पति के ऊपरी वायुमंडल में अमोनिया आधारित जीवन की संभावना पर टिप्पणी की। 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 गति और संभावना इसके पक्ष में है। हालाँकि, बृहस्पति पर जल-हाइड्रोकार्बन जीवन का अस्तित्व भी संभव है: जल वाष्प से बादलों वाले वातावरण की परत में, तापमान और दबाव भी बहुत अनुकूल होते हैं।
धूमकेतु शोमेकर-लेवी
धूमकेतु के मलबे में से एक का निशान।
जुलाई 1992 में एक धूमकेतु बृहस्पति के पास पहुंचा। यह बादलों की ऊपरी सीमा से करीब 15 हजार किलोमीटर की दूरी से गुजरा और विशाल ग्रह के शक्तिशाली गुरुत्वाकर्षण प्रभाव ने इसके कोर को 17 बड़े हिस्सों में तोड़ दिया। धूमकेतु के इस झुंड की खोज कैरोलिन और यूजीन शोमेकर और शौकिया खगोलशास्त्री डेविड लेवी द्वारा माउंट पालोमर वेधशाला में की गई 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 अवरक्त उपग्रह और गैलीलियो इंटरप्लेनेटरी स्पेस स्टेशन की मदद से देखा गया था। नाभिक का पतन दिलचस्प वायुमंडलीय प्रभावों के साथ था, उदाहरण के लिए, ऑरोरस, उन जगहों पर काले धब्बे जहां धूमकेतु के नाभिक गिरे थे, और जलवायु परिवर्तन।
बृहस्पति के दक्षिणी ध्रुव के पास स्पॉट।
टिप्पणियाँ
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उपग्रहों बृहस्पति कक्षा के अर्ध-प्रमुख अक्ष के आरोही क्रम में समूहों में सूचीबद्ध करना |
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| आंतरिक उपग्रह | मेटिस एड्रास्टिया अमलथिया थेबे |
| गैलीलियन उपग्रह | आईओ यूरोपा गेनीमेड कैलिस्टो |
| थेमिस्टो ग्रुप | थेमिस्टो |
| हिमालय समूह | लेडा हिमालिया लिसिटा एलारा एस/2000 जे 11 |
| कार्पो ग्रुप | कार्पो एस/2003 जे 12 |
| अनांके समूह | यूपोरिया एस/2003 जे 3 एस/2003 जे 18 टेल्क्सिनो इवांटे हेलिक ऑर्थोसिया जोकास्टा एस/2003 जे 16 प्राक्सीडिके हार्पालाइक मेनेमे हरमिप्पे टियोन अनांके |
| कर्मे समूह | हर्स एटना कैलाइस टेगेटे एस/2003 जे 19 हाल्डेन एस/2003 जे 10 |
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, औरोरस - 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 प्रक्रियाएं होती हैं और वे रासायनिक संरचना को कितना प्रभावित करती हैं - आंतरिक क्षेत्रों और बाहरी परतों दोनों में। 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 ऑरोरल ऑरोरस 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 एमजी10+ और सी12+ 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। तरंगों से शुरू होकर ~ 9 सेमी, टीबी (चमक तापमान) बढ़ता है - एक गैर-तापीय घटक प्रकट होता है, जो बृहस्पति के चुंबकीय क्षेत्र में ~ 30 MeV की औसत ऊर्जा के साथ सापेक्षतावादी कणों के सिंक्रोट्रॉन विकिरण से जुड़ा 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 तक 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 अक्षांश 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, तापमान और दबाव के बादल भी बहुत अनुकूल हैं। कार्ल सागन ने ई.ई. सालपेटर के साथ मिलकर रसायन विज्ञान और भौतिकी के नियमों के ढांचे के भीतर गणना की, तीन काल्पनिक जीवन रूपों का वर्णन किया जो बृहस्पति के वातावरण में मौजूद हो सकते हैं:
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। माना जाता है कि ऊपरी वायुमंडल में कार्बन डाइऑक्साइड, कार्बन मोनोऑक्साइड और पानी की उपस्थिति बृहस्पति के वायुमंडल के साथ धूमकेतु के टकराव के कारण होती है, जैसे धूमकेतु शोमेकर-लेवी 9। पानी क्षोभमंडल से नहीं आ सकता क्योंकि ट्रोपोपॉज़, एक ठंडे जाल के रूप में कार्य करता है, समताप मंडल के स्तर तक पानी की वृद्धि को प्रभावी ढंग से रोकता है।
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 भिन्न होती 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:
एक। 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:
एक। 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 के बीच 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:
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।
वायुमंडल
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।
नाभिक
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
सभी प्रक्रियाओं को स्वतंत्र परतों के भीतर 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 प्रवेश करता 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 निर्मित 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 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 क्षेत्र) 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 तब तक डूबते 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, बल्कि अमोनिया से युक्त बादलों की एक परत के नीचे छिपा हुआ 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 आकार 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 का झुकाव 10.2 ± 0.6 ° के रोटेशन की धुरी पर है, लगभग पृथ्वी की तरह, हालांकि, उत्तरी चुंबकीय ध्रुव दक्षिण भौगोलिक एक के बगल में स्थित है, और दक्षिण चुंबकीय ध्रुव 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 चुंबकमंडल 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 बदलती रहती है। इनमें 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 - उपग्रहों के आयनोस्फीयर को बृहस्पति के आयनमंडल से 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 औरोरा उत्सर्जन का पता चला है, लेकिन वे मध्य-अवरक्त (तरंग दैर्ध्य 3-4 माइक्रोन और 7-14 माइक्रोन) और गहरे में सबसे चमकीले हैं। स्पेक्ट्रम का 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 औरोरा 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 परिकल्पनाएं 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 में 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 भाग 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 क्रमशः 5000 डिग्री सेल्सियस और 2000 डिग्री सेल्सियस तक पहुंच गया। यूरेनस और नेपच्यून बहुत बाद में अभिवृद्धि शुरू करने 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 तक गहराई में 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 यह महासागर ही है, न कि उपग्रह का मूल, जो यूरोप के लिए गर्मी के स्रोत के रूप में कार्य करता है। कैलिस्टो और गेनीमेड पर एक अंडर-आइस महासागर का अस्तित्व भी माना जाता है। इस धारणा के आधार पर कि 1-2 अरब वर्षों में ऑक्सीजन सबग्लेशियल 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 के बीच एक पैटर्न है: उपग्रह ग्रह से जितना दूर होगा, उसका घनत्व उतना ही कम होगा (Io में 3.53 g/cm2, यूरोपा में 2.99 g/cm2, Ganymede में 1.94 g/cm2, Callisto है) 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 पर गिरे।
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 विपरीत"), 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 कि हबल स्पेस टेलीस्कोप द्वारा 7 जून 2010 को (प्रकोप का पता चलने के 4 दिन बाद) ली गई छवियों में बृहस्पति के ऊपरी वायुमंडल में गिरने के 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।
हर गर्मियों की शाम, दक्षिणी भाग में आकाश को देखते हुए, आप एक लाल या नारंगी रंग के साथ एक बहुत चमकीला तारा देख सकते हैं। बृहस्पति ग्रह सौरमंडल का सबसे बड़ा ग्रह है।
बृहस्पति सभी ग्रहों का राजा है। यह पांचवीं कक्षा में है, अगर हम सूर्य से गिनें, और कई मायनों में हम इसे अपने शांत अस्तित्व के लिए जिम्मेदार मानते हैं। बृहस्पति गैस के विशालकाय ग्रहों से संबंधित है, और इसकी त्रिज्या पृथ्वी की तुलना में 11.2 गुना बड़ी है। द्रव्यमान के हिसाब से यह अन्य सभी ग्रहों की तुलना में लगभग 2.5 गुना भारी है। बृहस्पति के 67 ज्ञात चंद्रमा हैं, दोनों बहुत छोटे और बहुत बड़े।
तो बृहस्पति सबसे बड़े द्रव्यमान वाला सबसे बड़ा ग्रह है, सबसे मजबूत गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र है, और सौर मंडल में सबसे बड़ा प्रभाव है। इसके अलावा, यह देखने में सबसे सरल और सबसे सुंदर वस्तुओं में से एक है।
बेशक, इस ग्रह की खोज के बारे में बात करना गलत है, क्योंकि आकाश में बृहस्पति ग्रह सबसे चमकीले तारे जैसा दिखता है। यही कारण है कि इसे प्राचीन काल से जाना जाता है, और यहां कोई खोजकर्ता नहीं है और न ही हो सकता है।
एक और बात यह है कि 1610 में गैलीलियो गैलीली बृहस्पति के चार सबसे बड़े उपग्रहों को अपनी आदिम दूरबीन में देखने में सक्षम थे, और यह एक खोज थी। लेकिन यह एक और कहानी है जो उपग्रहों पर लागू होती है। भविष्य में, उनमें से एक दर्जन से अधिक की खोज की गई, दोनों दूरबीनों में और अंतरिक्ष जांच की मदद से।
सौर मंडल के सबसे बड़े ग्रह में निस्संदेह उत्कृष्ट विशेषताएं हैं। वास्तव में, यह ग्रह हमारी छोटी पृथ्वी से इतना अलग है कि बृहस्पति के बारे में कुछ रोचक तथ्य हैं। यहाँ उनमें से कुछ हैं:
- बृहस्पति ग्रह बहुत विशाल है। इसका द्रव्यमान 318 पृथ्वी है। भले ही हम अन्य सभी ग्रहों को लेकर उन्हें एक गांठ में ढाल लें, और फिर बृहस्पति उससे 2.5 गुना भारी होगा।
- बृहस्पति का आयतन पृथ्वी की तरह 1300 ग्रहों पर फिट होगा।
- बृहस्पति पर गुरुत्वाकर्षण पृथ्वी की तुलना में 2.5 गुना अधिक है।
- बृहस्पति के धातु कोर को 20,000 डिग्री तक गर्म किया जाता है।
- बृहस्पति सूर्य से जितनी ऊष्मा प्राप्त करता है उससे अधिक ऊष्मा देता है।
- बृहस्पति कभी तारा नहीं होगा, इसके लिए उसके पास पर्याप्त द्रव्यमान नहीं है। अपनी गहराई में थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रिया शुरू करने के लिए, बृहस्पति को अपने द्रव्यमान को 80 गुना बढ़ाने की जरूरत है। सौर मंडल में पदार्थ की यह मात्रा टाइप नहीं की जाएगी, भले ही आप सभी ग्रहों, उनके उपग्रहों, क्षुद्रग्रहों, धूमकेतुओं और सभी छोटे मलबे को एक साथ रख दें।
- बृहस्पति सौरमंडल का सबसे तेज घूमने वाला ग्रह है। अपने विशाल आकार के बावजूद, यह 10 घंटे से भी कम समय में एक पूर्ण क्रांति कर देता है। अपने तीव्र घूर्णन के कारण, बृहस्पति ध्रुवों पर स्पष्ट रूप से चपटा है।
- बृहस्पति पर बादलों की मोटाई मात्र 50 किमी है। बादल की परत बहुत शक्तिशाली दिखती है। हजारों किलोमीटर आकार के ये सभी विशाल तूफान और रंगीन धारियां वास्तव में मोटाई में एक छोटे से अंतर में हैं। इनमें मुख्य रूप से अमोनिया क्रिस्टल होते हैं - हल्के वाले नीचे स्थित होते हैं, और जो ऊपर उठते हैं वे सौर विकिरण के कारण गहरे हो जाते हैं। मेघ परत के नीचे धात्विक अवस्था तक विभिन्न घनत्वों तक हाइड्रोजन और हीलियम का मिश्रण होता है।
- ग्रेट रेड स्पॉट की खोज सबसे पहले 1665 में जियोवानी कैसिनी ने की थी। यह विशालकाय तूफान तब भी मौजूद था, यानी कम से कम 350-400 साल पुराना है। सच है, पिछले 100 वर्षों में यह आधा हो गया है, लेकिन यह सौर मंडल का सबसे बड़ा और सबसे लंबे समय तक रहने वाला तूफान है। अन्य तूफान कुछ ही दिनों तक चलते हैं।
- बृहस्पति के छल्ले हैं, उन्हें शनि के प्रसिद्ध छल्ले और यूरेनस के बहुत छोटे छल्ले के बाद खोजा गया था। बृहस्पति के वलय बहुत कमजोर होते हैं। शायद वे उस पदार्थ से बने हैं जो उल्कापिंडों के प्रभाव के दौरान उपग्रहों द्वारा निकाले गए थे।
- बृहस्पति के पास किसी भी ग्रह का सबसे शक्तिशाली चुंबकीय क्षेत्र है, जो पृथ्वी से 14 गुना अधिक शक्तिशाली है। एक सिद्धांत है कि यह ग्रह के केंद्र में घूमते हुए एक विशाल धातु कोर द्वारा उत्पन्न होता है। यह चुंबकीय क्षेत्र सौर हवा के कणों को प्रकाश की गति के लगभग तेज कर देता है। इसलिए, बृहस्पति के पास बहुत शक्तिशाली विकिरण बेल्ट हैं जो अंतरिक्ष यान के इलेक्ट्रॉनिक्स को निष्क्रिय कर सकते हैं, यही कारण है कि इसके करीब पहुंचना खतरनाक है।
- बृहस्पति के पास रिकॉर्ड संख्या में उपग्रह हैं - उनमें से 79 के बारे में 2018 में पता चला था। वैज्ञानिकों का मानना है कि कई और भी हो सकते हैं और उन सभी की खोज अभी तक नहीं की गई है। कुछ चंद्रमा के आकार के हैं, और कुछ कुछ किलोमीटर के पार चट्टान के टुकड़े हैं।
- बृहस्पति का चंद्रमा गैनीमेड सौरमंडल का सबसे बड़ा चंद्रमा है। इसका व्यास 5260 किमी है, जो बुध से भी 8% बड़ा और चंद्रमा से 51% बड़ा है। तो यह व्यावहारिक रूप से एक ग्रह है।
- बृहस्पति, अपने गुरुत्वाकर्षण से, हमें धूमकेतु और क्षुद्रग्रहों के रूप में कई खतरों से बचाता है, उनकी कक्षाओं को विक्षेपित करता है। उन्होंने व्यावहारिक रूप से सौर मंडल के अंदरूनी हिस्से को साफ कर दिया, जिससे हमें पर्याप्त खाली जगह मिल गई। धूमकेतु और क्षुद्रग्रह हमें भेदते हैं, जल्दी या बाद में बृहस्पति के प्रभाव में अपनी कक्षा को पृथ्वी के लिए अधिक गोलाकार और सुरक्षित में बदल देते हैं।
- बृहस्पति को आसानी से देखा जा सकता है। यह शुक्र और चंद्रमा के बाद पृथ्वी के आकाश में सबसे चमकीला तारा है। पहले से ही 8-10x दूरबीन में आप इसके 4 गैलीलियन उपग्रह देख सकते हैं। और एक छोटी दूरबीन में, बृहस्पति एक डिस्क के रूप में दिखाई देता है, और आप उस पर बेल्ट भी देख सकते हैं।
जैसा कि आप देख सकते हैं, बृहस्पति ग्रह कोई साधारण गैस का गोला नहीं है। यह एक पूरी दुनिया है जिसमें कई रहस्य और रहस्य हैं जिन्हें वैज्ञानिक धीरे-धीरे खोल रहे हैं। वास्तव में, यह ग्रह अपने उपग्रहों के साथ एक लघु सौर मंडल है, जहां दर्जनों अपनी अनूठी दुनिया हैं। यदि आप रुचि रखते हैं, तो आप एक लघु वीडियो से बृहस्पति के बारे में बहुत सी रोचक बातें जान सकते हैं:
बृहस्पति से सूर्य की दूरी
बृहस्पति ग्रह की कक्षा पृथ्वी की तुलना में सूर्य से बहुत दूर स्थित है। यदि पृथ्वी से सूर्य तक लगभग 150 मिलियन किलोमीटर, या 1 खगोलीय इकाई है, तो बृहस्पति के लिए यह औसत 778 मिलियन किलोमीटर, या 5.2 एयू है। बृहस्पति की कक्षा एक गोलाकार कक्षा से बहुत अलग नहीं है, सूर्य से निकटतम और सबसे दूर के बिंदु पर दूरी का अंतर 76 मिलियन किलोमीटर है।
बृहस्पति पर एक वर्ष 11.86 पृथ्वी वर्ष तक रहता है, जो कि इस ग्रह को सूर्य के चारों ओर एक चक्कर पूरा करने में कितना समय लगता है। वहीं, हर 13 महीने में एक बार बृहस्पति पृथ्वी के साथ एक ही रेखा पर होता है, और उनके बीच की दूरी न्यूनतम होती है - इसे विरोध कहा जाता है। बृहस्पति को देखने का यह सबसे अच्छा समय है।
हर 13 साल में एक बार, बृहस्पति का महान विरोध तब होता है, जब यह ग्रह, इसके अलावा, न केवल पृथ्वी के विपरीत होता है, बल्कि अपनी कक्षा में निकटतम बिंदु पर भी होता है। यह सबसे अच्छा समय है जब हर खगोलविद, पेशेवर और शौकिया दोनों, इस ग्रह पर अपनी दूरबीन का लक्ष्य रखता है।
बृहस्पति ग्रह का झुकाव बहुत ही मामूली है, केवल लगभग 3 डिग्री, और वहाँ ऋतुएँ नहीं बदलती हैं।
बृहस्पति ग्रह की विशेषताएं
बृहस्पति एक बहुत ही जिज्ञासु ग्रह है जिसका हमारे द्वारा उपयोग की जाने वाली चीजों से बहुत कम लेना-देना है।
RADIUS- करीब 70 हजार किलोमीटर, जो पृथ्वी की त्रिज्या से 11.2 गुना ज्यादा है। वास्तव में, गैस की यह गेंद, इसके तेजी से घूमने के कारण, एक चपटी आकृति है, क्योंकि ध्रुवों के साथ त्रिज्या लगभग 66 हजार किलोमीटर है, और भूमध्य रेखा के साथ - 71 हजार किलोमीटर।
वज़न- पृथ्वी के द्रव्यमान का 318 गुना। यदि आप सौरमंडल के सभी ग्रहों, धूमकेतुओं, क्षुद्रग्रहों और अन्य पिंडों को एक ढेर में इकट्ठा कर लें, तो बृहस्पति भी इस ढेर से 2.5 गुना भारी होगा।
रोटेशन का समयभूमध्य रेखा पर - 9 घंटे 50 मिनट 30 सेकंड। जी हां, यह विशालकाय गेंद 10 घंटे से भी कम समय में अपनी धुरी पर एक पूरा चक्कर लगा लेती है, जो वहां के दिन की लंबाई के बराबर है। लेकिन यह गैस का एक गोला है, ठोस नहीं, और यह तरल की तरह घूमता है। अतः मध्य अक्षांशों में घूर्णन गति भिन्न होती है, वहाँ का परिक्रमण 9 घंटे 55 मिनट 40 सेकेंड में होता है। तो दिन की लंबाई स्थान पर निर्भर करती है। इसके अलावा, हम केवल ऊपरी वायुमंडल में बादलों द्वारा ग्रह के घूर्णन को ट्रैक कर सकते हैं, न कि सतह के स्थलों से, जो वहां नहीं हैं, जैसे कि कोई सतह नहीं है।
सतह क्षेत्र- पृथ्वी से 122 गुना बड़ा, केवल यह सतह ठोस नहीं है, और वहां उतरने के लिए बिल्कुल भी जगह नहीं है। हां, और कोई स्पष्ट सीमा नहीं है। बृहस्पति पर उतरते समय, गैस बस दबाव में गाढ़ा हो जाएगी - पहले तो यह सिर्फ एक गैसीय वातावरण होगा, फिर बहुत संतृप्त कोहरे जैसा कुछ, आसानी से पूरी तरह से तरल माध्यम में बह जाएगा।
एक चुंबकीय क्षेत्रप्रणाली में बृहस्पति ग्रह सबसे शक्तिशाली है, यह पृथ्वी से 14 गुना अधिक शक्तिशाली है। इससे निकलने वाला रेडिएशन ऐसा होता है कि बिना उपकरण खराब हुए स्पेस प्रोब भी लंबे समय तक इसका सामना नहीं कर सकता है।
वायुमंडलबृहस्पति, कम से कम इसकी ऊपरी परतों में मुख्य रूप से हाइड्रोजन (90%) और हीलियम (10%) शामिल हैं। इसमें मीथेन, हाइड्रोजन सल्फाइड, अमोनिया, पानी और अन्य अशुद्धियाँ भी होती हैं। गहरी परतों की अभी तक पर्याप्त रूप से मज़बूती से जाँच नहीं की गई है। लाल फास्फोरस और इसके यौगिक प्रमुख हैं और बृहस्पति को लाल रंग का रूप देते हैं। बृहस्पति ग्रह के वातावरण के आभासी रूप से सुंदर दृश्यों की प्रशंसा करें:
नाभिकबृहस्पति का तापमान लगभग 3000 K है और इसमें पिघली हुई धातु, विशेष रूप से धात्विक हाइड्रोजन होती है। कोर पृथ्वी से बड़ा है।
गुरुत्वाकर्षण का त्वरणबृहस्पति ग्रह पर लगभग 2.5 ग्राम होगा।
एक पर्यवेक्षक का क्या इंतजार होगा जिसने बृहस्पति के पास जाने की हिम्मत की? सबसे पहले यह ग्रह, उपग्रहों के अद्भुत दृश्य होंगे, शायद ग्रह के छल्ले भी देखें। फिर, जब ग्रह के पास पहुंचेंगे, तो हमारे डेयरडेविल को विकिरण द्वारा मार दिया जाएगा। यदि उसका नश्वर शरीर शाश्वत कक्षा में नहीं रहता है और वातावरण में प्रवेश करता है, तो आग, भारी दबाव, और जो कुछ बचा है उसका एक लंबा पतन उसका इंतजार कर रहा है। और शायद यह एक गिरावट नहीं होगी, बल्कि एक तूफान के इशारे पर अवशेषों को ले जाना होगा जब तक कि वातावरण की रासायनिक संरचना उन्हें अलग-अलग अणुओं में विघटित न कर दे।
बृहस्पति का महान लाल धब्बा
बृहस्पति की सबसे जिज्ञासु घटनाओं में से एक, जिसे पहले से ही एक औसत दूरबीन में देखा जा सकता है, ग्रेट रेड स्पॉट है, जो ग्रह की सतह पर दिखाई देता है, और जो इसके साथ घूमता है। इसके आयाम (वे स्थिर नहीं हैं) - लगभग 40 हजार किलोमीटर लंबा और 13 हजार किलोमीटर चौड़ा - पूरी पृथ्वी इस विशाल तूफान में फिट हो जाएगी!
बृहस्पति पर ग्रेट रेड स्पॉट का तुलनात्मक आकार।
यह घटना 350 वर्षों से देखी जा रही है, और तब से यह स्थान गायब नहीं हुआ है। लंबे समय से यह सोचा गया था कि यह ग्रह की सतह पर कुछ ठोस है, लेकिन 1979 में वोयाजर 1 ने बृहस्पति की विस्तृत तस्वीरें लीं और इस मुद्दे को स्पष्ट किया। यह पता चला कि ग्रेट रेड स्पॉट एक वायुमंडलीय भंवर के अलावा और कुछ नहीं है! और यह सौरमंडल का सबसे बड़ा तूफान है जिसे लोग 350 साल से देख रहे हैं, और कोई नहीं जानता कि यह कितने समय से मौजूद है। हालांकि पिछले 100 वर्षों में, स्पॉट का आकार आधा बड़ा हो गया है।
अपनी धुरी के चारों ओर स्पॉट का घूर्णन 6 घंटे है, और साथ ही यह ग्रह के साथ घूमता है।
इस तूफान में चलने वाली हवाएं 500-600 किमी/घंटा (लगभग 170 मीटर/सेकेंड) की गति तक पहुंच जाती हैं। इसकी तुलना में, हमारे सबसे शक्तिशाली स्थलीय तूफान एक हल्की, सुखद हवा से ज्यादा कुछ नहीं हैं। हालांकि, स्थल के केंद्र में, इस प्रकार के स्थलीय तूफान की तरह, मौसम काफी शांत है। वैसे, हवा बहुत तेज है।
बृहस्पति ग्रह पर ग्रेट रेड स्पॉट के अलावा, अन्य समान संरचनाएं हैं - तूफान। वे विभिन्न क्षेत्रों में बनते हैं और दशकों तक मौजूद रह सकते हैं, धीरे-धीरे गायब हो जाते हैं। कभी-कभी ये आपस में टकराते हैं या ग्रेट रेड स्पॉट से भी टकराते हैं और फिर इसकी चमक और आकार बदल सकते हैं। सबसे लंबे समय तक जीवित रहने वाले एडी दक्षिणी गोलार्ध में बनते हैं, लेकिन ऐसा क्यों है यह स्पष्ट नहीं है।
बृहस्पति के चंद्रमा
विशाल बृहस्पति का एक बहुत बड़ा अनुचर है, जैसा कि एक वास्तविक देवता है। आज तक, 79 उपग्रह विभिन्न आकारों और आकारों के ज्ञात हैं - विशाल से, चंद्रमा की तरह, पत्थर के टुकड़ों से लेकर कई किलोमीटर लंबे, क्षुद्रग्रहों की तरह। उन सभी के नाम पौराणिक कथाओं में ज़ीउस-बृहस्पति देवता से जुड़े हैं। वैज्ञानिकों का मानना है कि और भी उपग्रह हो सकते हैं, हालांकि सौरमंडल के सभी ग्रहों में यह पहले से ही एक रिकॉर्ड संख्या है।
1610 में गैलीलियो गैलीली द्वारा बृहस्पति के पहले और सबसे बड़े चंद्रमा, गेनीमेड और कैलिस्टो की खोज के बाद से, वे ही ज्ञात हैं। उन्हें दूरबीन से भी देखा जा सकता है, और एक छोटी दूरबीन में उन्हें काफी स्पष्ट रूप से देखा जा सकता है।
बृहस्पति के इन उपग्रहों में से प्रत्येक बहुत ही रोचक है और एक अनूठी दुनिया का प्रतिनिधित्व करता है। कुछ पर, वैज्ञानिक जीवन के विकास के लिए परिस्थितियों के अस्तित्व को मानते हैं, और यहां तक कि उनके अधिक विस्तृत अध्ययन के लिए जांच की परियोजनाएं भी विकसित की जा रही हैं।
पिछली शताब्दी के 70 के दशक में, खगोलविद पहले से ही 13 उपग्रहों को जानते थे, और, बृहस्पति के पीछे उड़ते हुए, तीन और खोजे। 1990 के दशक में, हबल स्पेस टेलीस्कोप सहित शक्तिशाली नई दूरबीनें दिखाई दीं। तब से, बृहस्पति के दर्जनों छोटे उपग्रहों की खोज की गई है, जिनमें से कई आकार में केवल कुछ किलोमीटर हैं। बेशक, शौकिया दूरबीन से उनका पता लगाना असंभव है।
बृहस्पति का भविष्य
अब बृहस्पति ग्रह को रहने योग्य क्षेत्र में शामिल नहीं किया गया है, क्योंकि यह सूर्य से बहुत दूर स्थित है और इसके उपग्रहों की सतह पर तरल पानी मौजूद नहीं हो सकता है। यद्यपि इसकी उपस्थिति सतह परत के नीचे मानी जाती है, तथाकथित उपसतह महासागर गैनीमेड, यूरोपा और कैलिस्टो पर मौजूद हो सकते हैं।
समय के साथ, सूर्य बृहस्पति के निकट आकर आकार में वृद्धि करेगा। धीरे-धीरे, बृहस्पति के उपग्रह गर्म हो जाएंगे और उनमें से कुछ में जीवन के उद्भव और रखरखाव के लिए काफी आरामदायक स्थिति होगी।
हालांकि, 7.5 अरब वर्षों के बाद, सूर्य एक विशाल लाल विशालकाय में बदल जाएगा, जिसकी सतह बृहस्पति से केवल 500 मिलियन किलोमीटर की दूरी पर स्थित होगी - पृथ्वी से अब सूर्य से तीन गुना करीब। पृथ्वी, और यहाँ तक कि उस समय तक, बहुत पहले हमारे सूजे हुए प्रकाश द्वारा निगल लिया जाएगा। और बृहस्पति स्वयं "गर्म बृहस्पति" जैसे ग्रह में बदल जाएगा - एक गैस की गेंद को 1000 डिग्री तक गर्म किया जाएगा, जो स्वयं चमक जाएगा। इसके पथरीले उपग्रह जले हुए पत्थर के टुकड़े होंगे, और बर्फीले उपग्रह पूरी तरह से गायब हो जाएंगे।
लेकिन उस समय तक, उपग्रहों पर अधिक अनुकूल परिस्थितियाँ उत्पन्न होंगी, जिनमें से एक है, और अब एक घने वातावरण के साथ एक संपूर्ण जैविक कारखाना है। शायद तब वहां जीवन के नए रूपों के उदय की बारी आएगी।
बृहस्पति अवलोकन
नौसिखिया खगोलविदों के लिए यह ग्रह बहुत सुविधाजनक है। इसे आकाश के दक्षिणी भाग में देखा जा सकता है, इसके अलावा, यह क्षितिज से काफी ऊपर उठता है। चमक के मामले में बृहस्पति इसके अलावा नीच है। अवलोकन के लिए सबसे सुविधाजनक क्षण विरोध हैं, जब ग्रह पृथ्वी के सबसे निकट होता है।
बृहस्पति विपक्ष:
बृहस्पति ग्रह को दूरबीन से भी देखना दिलचस्प है। एक अंधेरी रात में 8-10x का आवर्धन आपको 4 गैलीलियन उपग्रहों - Io, यूरोपा, गेनीमेड और कैलिस्टो को देखने की अनुमति देगा। उसी समय, ग्रह की डिस्क ध्यान देने योग्य हो जाती है और अन्य सितारों की तरह सिर्फ एक बिंदु की तरह नहीं दिखती है। विवरण, निश्चित रूप से, इस तरह के आवर्धन पर दूरबीन के माध्यम से दिखाई नहीं दे रहे हैं।
यदि आप अपने आप को एक दूरबीन से लैस करते हैं, तो आप और भी बहुत कुछ देख सकते हैं। उदाहरण के लिए, 90 मिमी स्काई वॉचर 909 रेफ्रेक्टर, पहले से ही एक पूर्ण 25 मिमी ऐपिस (36x आवर्धन) के साथ, आपको बृहस्पति की डिस्क पर कई बैंड देखने की अनुमति देता है। 10 मिमी ऐपिस (90x) आपको ग्रेट रेड स्पॉट, ग्रह की डिस्क पर उपग्रहों की छाया सहित कुछ और विवरण देखने की अनुमति देगा।
बेशक, बड़ी दूरबीनें हमें बृहस्पति के विवरण को और अधिक विस्तार से देखने की अनुमति देंगी। ग्रह की पेटियों में विवरण दिखाई देगा और फीके उपग्रह देखे जा सकते हैं। एक शक्तिशाली उपकरण के साथ, आप अच्छी तस्वीरें प्राप्त कर सकते हैं। 300 मिमी से अधिक व्यास वाले टेलीस्कोप का उपयोग करना बेकार है - वायुमंडलीय प्रभाव आपको अधिक विवरण देखने की अनुमति नहीं देगा। बृहस्पति का अवलोकन करने के लिए अधिकांश शौकिया खगोलविद 150 मिमी या उससे अधिक के व्यास का उपयोग करते हैं।
अधिक सुविधा के लिए, आप हल्के नीले या नीले रंग के फिल्टर का उपयोग कर सकते हैं। उनके साथ, ग्रेट रेड स्पॉट और बेल्ट अधिक स्पष्ट रूप से दिखाई देते हैं। हल्के लाल फिल्टर नीले रंग के विवरण को बेहतर ढंग से देखने में मदद करते हैं, और पीले फिल्टर के साथ ध्रुवीय क्षेत्रों को देखना बेहतर होता है। हरे रंग के फिल्टर के साथ, क्लाउड बेल्ट और ग्रेट रेड स्पॉट अधिक विपरीत दिखते हैं।
बृहस्पति ग्रह बहुत सक्रिय है, वातावरण लगातार बदल रहा है। यह 10 घंटे से भी कम समय में पूरी क्रांति कर देता है, जिससे आप इस पर बहुत सारे बदलते विवरण देख सकते हैं। इसलिए, यह पहली टिप्पणियों के लिए एक बहुत ही सुविधाजनक वस्तु है, यहां तक कि उन लोगों के लिए भी जिनके पास मामूली साधन है।
सौरमंडल के ग्रह
बृहस्पतिहमारे सौर मंडल का सबसे बड़ा ग्रह, जिसमें चार बड़े चंद्रमा और कई छोटे चंद्रमा हैं जो एक प्रकार का लघु सौर मंडल बनाते हैं। बृहस्पति एक तारे के आकार के बारे में है, अगर यह लगभग 80 गुना अधिक विशाल होता, तो यह एक तारा बन जाता, ग्रह नहीं।
7 जनवरी, 1610 को, अपने आदिम दूरबीन का उपयोग करते हुए, खगोलशास्त्री गैलीलियो गैलीली ने बृहस्पति के पास चार छोटे "तारे" देखे। इसलिए उन्होंने बृहस्पति के चार सबसे बड़े उपग्रहों की खोज की, जिन्हें आयो, यूरोपा, गेनीमेड और कैलिस्टो कहा जाता है। इन चारों उपग्रहों को आज गैलीलियन उपग्रह के रूप में जाना जाता है।
वर्तमान में बृहस्पति के 50 उपग्रहों का वर्णन किया जा चुका है।
आयो हमारे ग्रह में सबसे अधिक ज्वालामुखीय रूप से सक्रिय पिंड है।
गैनीमेड सबसे बड़ा ग्रह चंद्रमा है और सौर मंडल में एकमात्र ऐसा है जिसका अपना चुंबकीय क्षेत्र है।
तरल महासागर यूरोपा की सतह के नीचे स्थित हो सकते हैं, और बर्फीले महासागर कैलिस्टो और गेनीमेड की सतह के नीचे भी हो सकते हैं।
इस ग्रह का अवलोकन करते समय हम केवल इसके वायुमंडल की सतह को ही देख सकते हैं। सबसे अधिक दिखाई देने वाले बादल अमोनिया से बने होते हैं।
जल वाष्प नीचे है और कभी-कभी बादलों में अलग-अलग पैच के रूप में देखा जा सकता है।
"लकीरें", डार्क बेल्ट और लाइट जोन बृहस्पति के ऊपरी वायुमंडल में मजबूत पश्चिम-पूर्वी हवाएं बनाते हैं।
एक दूरबीन के माध्यम से भी देखा जा सकता है, ग्रेट रेड स्पॉट, एक विशाल घूर्णन चक्रवात है जिसे 1800 के दशक से देखा गया है। हाल के वर्षों में, तीन चक्रवातों ने मिलकर लिटिल रेड स्पॉट का निर्माण किया है, जो कि ग्रेट रेड स्पॉट के आधे आकार का है।
बृहस्पति के वायुमंडल की संरचना ज्यादातर हाइड्रोजन और हीलियम के समान है। वायुमंडल की गहराई में, उच्च दबाव, बढ़ता तापमान, हाइड्रोजन का तरल में परिवर्तन।
ग्रह के केंद्र से लगभग एक-तिहाई की गहराई पर, हाइड्रोजन विद्युत प्रवाहकीय हो जाता है। इस परत में बृहस्पति का शक्तिशाली चुंबकीय क्षेत्र एक विद्युत प्रवाह उत्पन्न करता है, जो बृहस्पति के तेजी से घूमने से संचालित होता है। ग्रह के केंद्र में, एक ठोस कोर को भारी दबाव द्वारा समर्थित किया जा सकता है, पृथ्वी के आकार के बारे में।
बृहस्पति का सबसे मजबूत चुंबकीय क्षेत्र पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र से लगभग 20,000 गुना अधिक मजबूत है। बृहस्पति के मैग्नेटोस्फीयर के अंदर (वह क्षेत्र जिसमें चुंबकीय क्षेत्र रेखाएं ग्रह को ध्रुव से ध्रुव तक घेरती हैं) आवेशित कणों की धाराएँ हैं।
बृहस्पति और उपग्रहों के वलय चुंबकीय क्षेत्र द्वारा पकड़े गए इलेक्ट्रॉनों और आयनों के विकिरण बेल्ट के अंदर स्थित होते हैं।
1979 में, वोयाजर 1 ने बृहस्पति के चारों ओर तीन वलय खोजे। दो छल्ले छोटे काले कणों से बने होते हैं। तीसरे वलय में क्रमशः 3 और वलय होते हैं, जिसमें सूक्ष्म मलबे और अमलथिया, थेबे और एड्रास्टिया के तीन उपग्रह शामिल हैं।
दिसंबर 1995 में, गैलीलियो अंतरिक्ष यान ने बृहस्पति के वायुमंडल में एक जांच गिरा दी जिसने ग्रह के वायुमंडल का पहला प्रत्यक्ष माप किया।
बृहस्पति के चंद्रमा
बृहस्पति ग्रह के चार बड़े चंद्रमा हैं, जिन्हें गैलीलियन चंद्रमा कहा जाता है, क्योंकि उन्हें 1610 में इतालवी खगोलशास्त्री गैलीलियो गैलीली द्वारा खोजा गया था।
जर्मन खगोलशास्त्री साइमन मारियस ने दावा किया कि उन्होंने लगभग उसी समय चंद्रमाओं को देखा था, लेकिन उन्होंने अपनी टिप्पणियों को प्रकाशित नहीं किया और इस प्रकार गैलीलियो गैलीली को खोजकर्ता माना जाता है।
इन बड़े उपग्रहों को कहा जाता है: आयो, यूरोपा, गेनीमेड, कैलिस्टो.
बृहस्पति का चंद्रमा - Io
सतह और उस बारे मेंविभिन्न रंगीन रूपों में ग्रे के साथ कवर किया गया।
Io थोड़ी अण्डाकार कक्षा में चलता है, बृहस्पति का विशाल गुरुत्वाकर्षण चंद्रमा की ठोस सतह में "ज्वार" पैदा करता है, जो 100 मीटर तक ऊँचा होता है, जो ज्वालामुखी गतिविधि के लिए पर्याप्त ऊर्जा का उत्पादन करता है। Io के ज्वालामुखियों से गर्म सिलिकेट मैग्मा का विस्फोट होता है।
सतह यूरोपमुख्य रूप से पानी की बर्फ होती है।
ऐसा माना जाता है कि यूरोप में पृथ्वी से दोगुना पानी है। एस्ट्रोबायोलॉजिस्ट ने इस सिद्धांत को सामने रखा कि ग्रह पर आदिम रूप में जीवन संभव है - बैक्टीरिया, रोगाणुओं के रूप में।
पृथ्वी पर भूमिगत ज्वालामुखियों के पास और अन्य चरम स्थानों में जीवन रूप पाए गए हैं जो यूरोपा पर मौजूद हो सकते हैं।
गेनीमेडसौरमंडल का सबसे बड़ा चंद्रमा है (बुध ग्रह से बड़ा), यह चुंबकीय क्षेत्र वाला एकमात्र चंद्रमा भी है।
सतह कैलिस्टोसौर मंडल के प्रारंभिक इतिहास के प्रमाण के रूप में, बहुत भारी गड्ढा। कई छोटे क्रेटर, संभवतः सक्रिय।
Io, यूरोपा और गेनीमेड ग्रहों की एक स्तरित संरचना (पृथ्वी की तरह) है।
Io में एक कोर, एक मेंटल, आंशिक रूप से पिघली हुई चट्टान है जो चट्टानों और सल्फर यौगिकों से ढकी होती है।
यूरोपा और गेनीमेड में एक कोर है; नाभिक के चारों ओर खोल; बर्फ की एक मोटी, मुलायम परत और बर्फ के पानी की एक पतली परत।
कक्षा से दूरी: 778,340,821 किमी (5.2028870 एयू)
तुलना के लिए: सूर्य से पृथ्वी की 5.203 दूरी
पेरिहेलियन (सूर्य की कक्षा का निकटतम बिंदु): 740,679,835 किमी (4.951 एयू)
तुलना के लिए: सूर्य से पृथ्वी की 5.035 दूरी
एपोहेलियन (सूर्य से कक्षा का सबसे दूर का बिंदु): 816,001,807 किमी (5.455 एयू)
तुलना के लिए: सूर्य से पृथ्वी की 5.365 दूरी
कक्षा की नाक्षत्र अवधि (वर्ष की लंबाई): 11.862615 पृथ्वी वर्ष, 4332.82 पृथ्वी दिवस
कक्षा परिधि: 4887595931 किमी
तुलना के लिए: 5,200 पृथ्वी की कक्षा की दूरी
औसत कक्षीय गति: 47,002 किमी/घंटा
तुलना के लिए: पृथ्वी की कक्षा में गति की गति का 0.438
कक्षीय विलक्षणता: 0.04838624
तुलना के लिए: 2.895 पृथ्वी की कक्षा की विलक्षणता
कक्षीय झुकाव: 1.304 डिग्री
बृहस्पति की औसत त्रिज्या: 69911 किमी
तुलना के लिए: 10.9733 पृथ्वी त्रिज्या
भूमध्य रेखा की लंबाई: 439,263.8 किमी
तुलना के लिए: भूमध्य रेखा की 10.9733 लंबाई
मात्रा: 1 431 281 810 739 360 किमी3
तुलना के लिए: 1321.337 पृथ्वी के खंड
वज़न: 1,898,130,000,000,000,000,000,000,000 किलो
तुलना के लिए: 317.828 पृथ्वी द्रव्यमान
घनत्व: 1.326 ग्राम/सेमी3
तुलना के लिए: 0.241 पृथ्वी घनत्व
क्षेत्र, अधिक: 61,418,738,571 किमी
तुलना के लिए: पृथ्वी के 120,414 क्षेत्र
सतह गुरुत्वाकर्षण: 24.79 मी/से2
दूसरा अंतरिक्ष वेग: 216,720 किमी/घंटा
तुलना के लिए: पृथ्वी का 5.380 अंतरिक्ष वेग
नाक्षत्र रोटेशन अवधि (दिन की लंबाई): 0.41354 पृथ्वी दिवस
तुलना के लिए: 0.41467 पृथ्वी के घूमने की अवधि
औसत तापमान: -148 डिग्री सेल्सियस
