Jupiters ir piektā planēta no Saules un lielākā Saules sistēmā. Kopā ar Saturnu, Urānu un Neptūnu Jupiters tiek klasificēts kā gāzes gigants.
Planēta cilvēkiem ir zināma kopš seniem laikiem, kas atspoguļojas dažādu kultūru mitoloģijā un reliģiskajos uzskatos: mezopotāmiešu, babiloniešu, grieķu un citu. Mūsdienu Jupitera nosaukums cēlies no senās Romas augstākā pērkona dieva vārda.
Vairākām atmosfēras parādībām uz Jupitera, piemēram, vētrām, zibens, polārblāzmas, ir mērogi, kas ir par kārtas lielāki nekā uz Zemes. Ievērojams veidojums atmosfērā ir Lielais sarkanais plankums – milzu vētra, kas pazīstama kopš 17. gadsimta.
Jupiteram ir vismaz 67 pavadoņi, no kuriem lielākos - Io, Eiropu, Ganimēdu un Kalisto - atklāja Galileo Galilejs 1610. gadā.
Jupiters tiek pētīts ar uz zemes bāzētu un orbītas teleskopu palīdzību; Kopš 1970. gadiem uz planētu ir nosūtīti 8 NASA starpplanētu transportlīdzekļi: Pioneers, Voyagers, Galileo un citi.
Lielo opozīciju laikā (viena no tām notika 2010. gada septembrī) Jupiters ir redzams ar neapbruņotu aci kā viens no spilgtākajiem objektiem naksnīgajās debesīs pēc Mēness un Veneras. Jupitera disks un pavadoņi ir populāri novērošanas objekti amatieru astronomiem, kuri veikuši vairākus atklājumus (piemēram, Shoemaker-Levy komēta, kas 1994. gadā sadūrās ar Jupiteru, vai Jupitera dienvidu ekvatoriālās jostas pazušana 2010. gadā).
Optiskais diapazons
Spektra infrasarkanajā reģionā atrodas H2 un He molekulu līnijas, kā arī daudzu citu elementu līnijas. Pirmo divu skaits sniedz informāciju par planētas izcelsmi, bet pārējo kvantitatīvo un kvalitatīvo sastāvu - par tās iekšējo evolūciju.
Tomēr ūdeņraža un hēlija molekulām nav dipola momenta, kas nozīmē, ka šo elementu absorbcijas līnijas ir neredzamas, līdz sāk dominēt absorbcija trieciena jonizācijas dēļ. Tas ir no vienas puses, no otras puses - šīs līnijas veidojas atmosfēras augšējos slāņos un nenes informāciju par dziļākajiem slāņiem. Tāpēc visdrošākie dati par hēlija un ūdeņraža pārpilnību Jupiterā tika iegūti no Galileo nolaišanās aparāta.
Attiecībā uz pārējiem elementiem ir arī grūtības to analīzē un interpretācijā. Pagaidām nav iespējams pilnīgi droši pateikt, kādi procesi notiek Jupitera atmosfērā un cik lielā mērā tie ietekmē ķīmisko sastāvu – gan iekšējos reģionos, gan ārējos slāņos. Tas rada zināmas grūtības detalizētākā spektra interpretācijā. Tomēr tiek uzskatīts, ka visi procesi, kas vienā vai otrā veidā spēj ietekmēt elementu pārpilnību, ir lokāli un ļoti ierobežoti, tāpēc tie nav spējīgi globāli mainīt matērijas izplatību.
Jupiters arī izstaro (galvenokārt spektra infrasarkanajā reģionā) par 60% vairāk enerģijas nekā saņem no Saules. Pateicoties procesiem, kas izraisa šīs enerģijas ražošanu, Jupiters samazinās par aptuveni 2 cm gadā.
Gamma diapazons
Jupitera starojums gamma diapazonā ir saistīts ar polārblāzmu, kā arī ar diska starojumu. Pirmo reizi ierakstīja 1979. gadā Einšteina kosmosa laboratorija.
Uz Zemes polārblāzmas reģioni rentgena un ultravioletā starojumā praktiski sakrīt, taču uz Jupitera tas tā nav. Rentgena auroras reģions atrodas daudz tuvāk polam nekā ultravioletais. Sākotnējie novērojumi atklāja starojuma pulsāciju ar 40 minūšu periodu, tomēr vēlākos novērojumos šī atkarība ir daudz sliktāka.
Bija sagaidāms, ka Jupitera polārblāzmu rentgenstaru spektrs ir līdzīgs komētu rentgenstaru spektram, tomēr, kā parādīja Čandras novērojumi, tas tā nav. Spektrs sastāv no emisijas līnijām, kuru maksimums ir skābekļa līnijās pie 650 eV, OVIII līnijām pie 653 eV un 774 eV un OVII pie 561 eV un 666 eV. Spektra apgabalā ir arī emisijas līnijas ar zemāku enerģiju no 250 līdz 350 eV, iespējams, no sēra vai oglekļa.
Ne-aurāls gamma starojums pirmo reizi tika atklāts ROSAT novērojumos 1997. gadā. Spektrs ir līdzīgs polārblāzmas spektram, tomēr 0,7-0,8 keV apgabalā. Spektra iezīmes labi raksturo koronālās plazmas modelis ar temperatūru 0,4-0,5 keV ar saules metāliskumu, pievienojot Mg10+ un Si12+ emisijas līnijas. Pēdējā pastāvēšana, iespējams, ir saistīta ar Saules aktivitāti 2003. gada oktobrī-novembrī.
XMM-Newton kosmosa observatorijas novērojumi liecina, ka diska starojums gamma spektrā ir atstarots saules rentgena starojums. Atšķirībā no polārblāzmas, emisijas intensitātes izmaiņu periodiskums skalās no 10 līdz 100 minūtēm netika konstatēts.
radionovērošana
Jupiters ir visspēcīgākais (pēc Saules) radio avots Saules sistēmā decimetru - metru viļņu garuma diapazonos. Radio izstarojums ir sporādisks un sasniedz 10-6 maksimumā.
Pārrāvumi notiek frekvenču diapazonā no 5 līdz 43 MHz (visbiežāk ap 18 MHz), ar vidējo platumu aptuveni 1 MHz. Uzliesmojuma ilgums ir īss: no 0,1-1 s (dažreiz līdz 15 s). Starojums ir stipri polarizēts, īpaši lokā, polarizācijas pakāpe sasniedz 100%. Radiāciju modulē Jupitera tuvais satelīts Io, kas rotē magnetosfēras iekšpusē: sprādziens, visticamāk, parādīsies, kad Io ir tuvu pagarinājumam attiecībā pret Jupiteru. Radiācijas monohromatiskais raksturs norāda uz izvēlētu frekvenci, visticamāk, žirofekvenci. Augsta spilgtuma temperatūra (dažreiz sasniedzot 1015 K) prasa kolektīvo efektu (piemēram, mazeru) iesaistīšanu.
Jupitera radio emisijai milimetru līdz centimetru diapazonā ir tīri termisks raksturs, lai gan spilgtuma temperatūra ir nedaudz augstāka par līdzsvara temperatūru, kas liecina par siltuma plūsmu no dziļuma. Sākot no viļņiem ~9 cm, palielinās Tb (spilgtuma temperatūra) - parādās netermiska komponente, kas saistīta ar relativistisku daļiņu sinhrotronu starojumu ar vidējo enerģiju ~30 MeV Jupitera magnētiskajā laukā; pie viļņa garuma 70 cm Tb sasniedz vērtību ~5·104 K. Starojuma avots atrodas abās planētas pusēs divu izstieptu lāpstiņu veidā, kas norāda uz starojuma magnetosfērisko izcelsmi.
Jupiters starp Saules sistēmas planētām
Jupitera masa ir 2,47 reizes lielāka par pārējo Saules sistēmas planētu masu.
Jupiters ir lielākā planēta Saules sistēmā, gāzes gigants. Tā ekvatoriālais rādiuss ir 71,4 tūkstoši km, kas ir 11,2 reizes lielāks par Zemes rādiusu.
Jupiters ir vienīgā planēta, kuras masas centrs ar Sauli atrodas ārpus Saules un atrodas apmēram 7% no Saules rādiusa no tās.
Jupitera masa ir 2,47 reizes lielāka par visu pārējo Saules sistēmas planētu kopējo masu, 317,8 reizes lielāka par Zemes masu un aptuveni 1000 reizes mazāka par Saules masu. Blīvums (1326 kg/m2) ir aptuveni vienāds ar Saules blīvumu un ir 4,16 reizes mazāks par Zemes blīvumu (5515 kg/m2). Tajā pašā laikā gravitācijas spēks uz tā virsmas, ko parasti uzskata par augšējo mākoņu slāni, ir vairāk nekā 2,4 reizes lielāks nekā uz zemes: ķermenis, kura masa ir, piemēram, 100 kg, sver tikpat, cik ķermenis, kas sver 240 kg, sver uz Zemes virsmas. Tas atbilst gravitācijas paātrinājumam 24,79 m/s2 uz Jupitera, salīdzinot ar 9,80 m/s2 uz Zemes.
Jupiters kā "neveiksmīga zvaigzne"
Jupitera un Zemes salīdzinošie izmēri.
Teorētiskie modeļi liecina, ka, ja Jupitera masa būtu daudz lielāka par tā faktisko masu, tas novestu pie planētas saspiešanas. Nelielas masas izmaiņas neradītu būtiskas rādiusa izmaiņas. Taču, ja Jupitera masa četras reizes pārsniegtu savu reālo masu, planētas blīvums pieaugtu tiktāl, ka palielinātas gravitācijas ietekmē planētas izmēri stipri samazinātos. Tādējādi, acīmredzot, Jupiteram ir maksimālais diametrs, kāds varētu būt planētai ar līdzīgu uzbūvi un vēsturi. Ar turpmāku masas pieaugumu kontrakcija turpinātos, līdz zvaigžņu veidošanās procesā Jupiters kļūtu par brūno punduri, kura masa aptuveni 50 reizes pārsniedz pašreizējo. Tas dod astronomiem iemeslu uzskatīt Jupiteru par "neveiksmīgu zvaigzni", lai gan nav skaidrs, vai tādu planētu kā Jupiters veidošanās procesi ir līdzīgi tiem, kas izraisa bināro zvaigžņu sistēmu veidošanos. Lai gan Jupiteram vajadzētu būt 75 reizes masīvākam, lai kļūtu par zvaigzni, mazākā zināmā sarkanā pundura diametrs ir tikai par 30% lielāks.
Orbīta un rotācija
Novērojot no Zemes opozīcijas laikā, Jupiters var sasniegt redzamo magnitūdu -2,94 m, padarot to par trešo spožāko objektu nakts debesīs aiz Mēness un Veneras. Vislielākajā attālumā redzamais lielums samazinās līdz 1,61 m. Attālums starp Jupiteru un Zemi svārstās no 588 līdz 967 miljoniem km.
Jupitera opozīcijas notiek ik pēc 13 mēnešiem. 2010. gadā milzu planētas konfrontācija iekrita 21. septembrī. Reizi 12 gados lielā Jupitera opozīcija notiek, kad planēta atrodas netālu no savas orbītas perihēlijas. Šajā laika periodā tā leņķiskais izmērs novērotājam no Zemes sasniedz 50 loka sekundes, un tā spilgtums ir spilgtāks par -2,9 m.
Vidējais attālums starp Jupiteru un Sauli ir 778,57 miljoni km (5,2 AU), un revolūcijas periods ir 11,86 gadi. Tā kā Jupitera orbītas ekscentricitāte ir 0,0488, atšķirība starp attālumu līdz Saulei perihēlijā un afēlijā ir 76 miljoni km.
Saturns sniedz galveno ieguldījumu Jupitera kustības traucējumos. Pirmā veida perturbācija ir sekulāra, kas darbojas ~70 tūkstošu gadu mērogā, mainot Jupitera orbītas ekscentriskumu no 0,2 līdz 0,06 un orbītas slīpumu no ~1° - 2°. Otrā veida perturbācija ir rezonējoša ar attiecību, kas ir tuvu 2:5 (ar precizitāti līdz 5 zīmēm aiz komata - 2:4,96666).
Planētas ekvatoriālā plakne atrodas tuvu tās orbītas plaknei (griešanās ass slīpums ir 3,13° pret Zemei 23,45°), tāpēc uz Jupitera gadalaiku maiņas nav.
Jupiters griežas ap savu asi ātrāk nekā jebkura cita planēta Saules sistēmā. Rotācijas periods pie ekvatora ir 9 stundas 50 minūtes. 30 sek., bet vidējos platuma grādos - 9 h. 55 min. 40 sek. Ātrās rotācijas dēļ Jupitera ekvatoriālais rādiuss (71492 km) ir par 6,49% lielāks nekā polārais (66854 km); tādējādi planētas saspiešana ir (1:51,4).
Hipotēzes par dzīvības esamību Jupitera atmosfērā
Patlaban dzīvības pastāvēšana uz Jupitera šķiet maz ticama: ūdens koncentrācija atmosfērā ir zema, nav cietas virsmas utt. Taču tālajā 70. gados par eksistences iespējamību runāja amerikāņu astronoms Karls Sagans. uz amonjaku balstīta dzīvība Jupitera atmosfēras augšējos slāņos. Jāatzīmē, ka pat nelielā dziļumā Jovijas atmosfērā temperatūra un blīvums ir diezgan augsts, un nevar izslēgt vismaz ķīmiskās evolūcijas iespējamību, jo ķīmisko reakciju ātrums un iespējamība to veicina. Tomēr uz Jupitera ir iespējama arī ūdens-ogļūdeņražu dzīvības pastāvēšana: atmosfēras slānī, kurā ir ūdens tvaiku mākoņi, temperatūra un spiediens ir arī ļoti labvēlīgi. Karls Sagans kopā ar E. E. Salpeteru, veicot aprēķinus ķīmijas un fizikas likumu ietvaros, aprakstīja trīs iedomātas dzīvības formas, kas var pastāvēt Jupitera atmosfērā:
Ķīmiskais sastāvs
Jupitera iekšējo slāņu ķīmiskais sastāvs nav nosakāms ar mūsdienu novērošanas metodēm, taču elementu pārpilnība atmosfēras ārējos slāņos ir zināma ar salīdzinoši augstu precizitāti, jo ārējos slāņus tieši pētīja Galileo lander, kas tika nolaists atmosfēra 1995. gada 7. decembrī. Divas galvenās Jupitera atmosfēras sastāvdaļas ir molekulārais ūdeņradis un hēlijs. Atmosfērā ir arī daudzi vienkārši savienojumi, piemēram, ūdens, metāns (CH4), sērūdeņradis (H2S), amonjaks (NH3) un fosfīns (PH3). To pārpilnība dziļajā (zem 10 bāriem) troposfērā nozīmē, ka Jupitera atmosfēra ir bagāta ar oglekli, slāpekli, sēru un, iespējams, skābekli, 2–4 reizes salīdzinājumā ar Sauli.
Ir arī citi ķīmiskie savienojumi, arsīns (AsH3) un vācu (GeH4), bet nelielos daudzumos.
Inerto gāzu, argona, kriptona un ksenona koncentrācija pārsniedz to daudzumu uz Saules (skatīt tabulu), savukārt neona koncentrācija ir acīmredzami mazāka. Ir neliels daudzums vienkāršu ogļūdeņražu - etāna, acetilēna un diacetilēna -, kas veidojas saules ultravioletā starojuma un lādētu daļiņu ietekmē, kas nonāk no Jupitera magnetosfēras. Tiek uzskatīts, ka oglekļa dioksīds, oglekļa monoksīds un ūdens augšējos atmosfēras slāņos rodas sadursmēs ar Jupitera atmosfēru no komētām, piemēram, Shoemaker-Levy 9 komētas. Ūdens nevar nākt no troposfēras, jo tropopauze darbojas kā aukstuma slazds, efektīvi novēršot ūdens paaugstināšanās līdz stratosfēras līmenim.
Jupitera sarkanīgās krāsas variācijas var būt saistītas ar fosfora, sēra un oglekļa savienojumiem atmosfērā. Tā kā krāsa var ievērojami atšķirties, tiek pieņemts, ka arī atmosfēras ķīmiskais sastāvs dažādās vietās atšķiras. Piemēram, ir "sausas" un "slapjas" zonas ar atšķirīgu ūdens tvaiku saturu.
Struktūra
Jupitera iekšējās struktūras modelis: zem mākoņiem - apmēram 21 tūkstoti km biezs ūdeņraža un hēlija maisījuma slānis ar vienmērīgu pāreju no gāzveida uz šķidro fāzi, pēc tam - šķidrā un metāliskā ūdeņraža slānis 30-50 tūkst. km dziļumā. Iekšpusē var būt ciets kodols, kura diametrs ir aptuveni 20 tūkstoši km.
Šobrīd vislielāko atzinību saņēmis šāds Jupitera iekšējās struktūras modelis:
1. Atmosfēra. Tas ir sadalīts trīs slāņos:
a. ārējais slānis, kas sastāv no ūdeņraža;
b. vidējais slānis, kas sastāv no ūdeņraža (90%) un hēlija (10%);
c. apakšējais slānis, kas sastāv no ūdeņraža, hēlija un amonjaka, amonija hidrosulfāta un ūdens piemaisījumiem, veidojot trīs mākoņu slāņus:
a. virs - sasaluša amonjaka (NH3) mākoņi. Tā temperatūra ir aptuveni -145 °C, spiediens ir aptuveni 1 atm;
b. apakšā - amonija hidrosulfīda (NH4HS) kristālu mākoņi;
c. pašā apakšā - ūdens ledus un, iespējams, šķidrs ūdens, kas, iespējams, ir domāts - sīku pilienu veidā. Spiediens šajā slānī ir aptuveni 1 atm, temperatūra ir aptuveni -130 °C (143 K). Zem šī līmeņa planēta ir necaurredzama.
2. Metāla ūdeņraža slānis. Šī slāņa temperatūra svārstās no 6300 līdz 21 000 K, bet spiediens no 200 līdz 4000 GPa.
3. Akmens kodols.
Šī modeļa uzbūve ir balstīta uz novērojumu datu sintēzi, termodinamikas likumu piemērošanu un laboratorijas datu ekstrapolāciju par vielu augstā spiedienā un augstā temperatūrā. Galvenie pieņēmumi, kas ir tā pamatā, ir:
Ja šiem noteikumiem pievienojam masas un enerģijas nezūdamības likumus, iegūstam pamatvienādojumu sistēmu.
Šī vienkāršā trīsslāņu modeļa ietvaros starp galvenajiem slāņiem nav skaidras robežas, tomēr arī fāzu pāreju reģioni ir nelieli. Tāpēc var pieņemt, ka gandrīz visi procesi ir lokalizēti, un tas ļauj aplūkot katru slāni atsevišķi.
Atmosfēra
Temperatūra atmosfērā nepaaugstinās monotoni. Tajā, tāpat kā uz Zemes, var atšķirt eksosfēru, termosfēru, stratosfēru, tropopauzi, troposfēru. Augstākajos slāņos temperatūra ir augsta; virzoties dziļāk, spiediens palielinās, un temperatūra pazeminās līdz tropopauzei; sākot no tropopauzes, paaugstinās gan temperatūra, gan spiediens, ejot dziļāk. Atšķirībā no Zemes, Jupiteram nav mezosfēras un atbilstošas mezopauzes.
Jupitera termosfērā notiek diezgan daudz interesantu procesu: tieši šeit planēta starojuma ietekmē zaudē ievērojamu daļu siltuma, šeit veidojas polārblāzmas, šeit veidojas jonosfēra. Par tā augšējo robežu tiek ņemts spiediena līmenis 1 nbar. Novērojamā termosfēras temperatūra ir 800-1000 K, un šobrīd šis faktiskais materiāls mūsdienu modeļu ietvaros vēl nav izskaidrots, jo temperatūra tajos nedrīkst būt augstāka par aptuveni 400 K. Jupitera dzesēšana ir arī netriviāls process: triatomisks ūdeņraža jons (H3 + ), kas nav Jupiters un ir sastopams tikai uz Zemes, izraisa spēcīgu emisiju vidējā infrasarkanajā starā viļņu garumā no 3 līdz 5 µm.
Saskaņā ar tiešiem mērījumiem, ko veica nolaišanās transportlīdzeklis, necaurredzamo mākoņu augšējo līmeni raksturo 1 atmosfēras spiediens un -107 °C temperatūra; 146 km dziļumā - 22 atmosfēras, +153 °C. Galileo arī atrada "siltus punktus" gar ekvatoru. Acīmredzot šajās vietās ārējo mākoņu slānis ir plāns, un redzami siltāki iekšējie rajoni.
Zem mākoņiem ir slānis ar dziļumu 7-25 tūkstoši km, kurā ūdeņradis pakāpeniski maina savu stāvokli no gāzes uz šķidrumu, palielinoties spiedienam un temperatūrai (līdz 6000 ° C). Acīmredzot nav skaidras robežas, kas atdalītu gāzveida ūdeņradi no šķidrā ūdeņraža. Tas var izskatīties līdzīgi globālā ūdeņraža okeāna nepārtrauktai viršanai.
metāliskā ūdeņraža slānis
Metāliskais ūdeņradis rodas augstā spiedienā (apmēram miljons atmosfēru) un augstā temperatūrā, kad elektronu kinētiskā enerģija pārsniedz ūdeņraža jonizācijas potenciālu. Rezultātā protoni un elektroni tajā eksistē atsevišķi, tāpēc metāliskais ūdeņradis ir labs elektrības vadītājs. Paredzētais metāliskā ūdeņraža slāņa biezums ir 42-46 tūkstoši km.
Spēcīgas elektriskās strāvas, kas rodas šajā slānī, rada milzīgu Jupitera magnētisko lauku. 2008. gadā Raimonds Džinlozs no Kalifornijas universitātes Bērklijā un Larss Stiksrūds no Londonas Universitātes koledžas izveidoja Jupitera un Saturna struktūras modeli, saskaņā ar kuru viņu zarnās ir arī metālisks hēlijs, kas veido sava veida sakausējumu ar metālisku. ūdeņradis.
Kodols
Ar planētas izmērīto inerces momentu palīdzību ir iespējams novērtēt tās kodola izmēru un masu. Pašlaik tiek uzskatīts, ka kodola masa ir 10 Zemes masas, un izmērs ir 1,5 no tās diametra.
Jupiters izdala ievērojami vairāk enerģijas nekā saņem no Saules. Pētnieki norāda, ka Jupiteram ir ievērojams siltumenerģijas krājums, kas veidojas vielas saspiešanas procesā planētas veidošanās laikā. Iepriekšējie Jupitera iekšējās struktūras modeļi, mēģinot izskaidrot planētas izdalīto lieko enerģiju, pieļāva radioaktīvās sabrukšanas iespēju tās dziļumos vai enerģijas izdalīšanos, planētu saspiežot gravitācijas spēku ietekmē.
Starpslāņu procesi
Visus procesus nav iespējams lokalizēt neatkarīgos slāņos: ir nepieciešams izskaidrot ķīmisko elementu trūkumu atmosfērā, pārmērīgu starojumu utt.
Hēlija satura atšķirība ārējā un iekšējā slānī skaidrojama ar to, ka hēlijs atmosfērā kondensējas un pilienu veidā nonāk dziļākos reģionos. Šī parādība atgādina zemes lietus, bet ne no ūdens, bet no hēlija. Nesen tika pierādīts, ka neons var izšķīst šajos pilienos. Tas izskaidro neona trūkumu.
Atmosfēras kustība
Jupitera rotācijas animācija, kas izveidota no fotogrāfijām no Voyager 1, 1979.
Vēja ātrums uz Jupitera var pārsniegt 600 km/h. Atšķirībā no Zemes, kur atmosfēras cirkulācija notiek saules siltuma atšķirības dēļ ekvatoriālajā un polārajā apgabalā, uz Jupitera saules starojuma ietekme uz temperatūras cirkulāciju ir nenozīmīga; galvenie dzinējspēki ir siltuma plūsmas, kas nāk no planētas centra, un enerģija, kas izdalās Jupitera straujās kustības laikā ap savu asi.
Pamatojoties uz novērojumiem uz zemes, astronomi Jupitera atmosfērā iedalīja joslas un zonas ekvatoriālajā, tropiskajā, mērenajā un polārajā. Uzkarsētās gāzu masas, kas paceļas no atmosfēras dzīlēm zonās, kas atrodas ievērojamu Koriolisa spēku ietekmē uz Jupiteru, tiek novilktas pa planētas meridiāniem, un pretējās zonu malas virzās viena pret otru. Zonu un jostu robežās (lejupteces zonās) ir spēcīga turbulence. Uz ziemeļiem no ekvatora plūsmas zonās, kas vērstas uz ziemeļiem, Koriolisa spēki novirza uz austrumiem, bet tās, kas vērstas uz dienvidiem - uz rietumiem. Dienvidu puslodē - attiecīgi, gluži pretēji. Pasāta vējiem uz Zemes ir līdzīga struktūra.
svītras
Jupitera joslas dažādos gados
Jupitera ārējā izskata raksturīga iezīme ir tā svītras. Ir vairākas versijas, kas izskaidro to izcelsmi. Tātad, saskaņā ar vienu versiju, svītras radās konvekcijas parādības rezultātā milzu planētas atmosfērā - karsēšanas dēļ, kā rezultātā daži slāņi paaugstinās, bet citi atdzesē un nolaida. 2010. gada pavasarī zinātnieki izvirzīja hipotēzi, saskaņā ar kuru svītras uz Jupitera radās tā pavadoņu ietekmes rezultātā. Tiek pieņemts, ka Jupitera pavadoņu pievilkšanās ietekmē izveidojās savdabīgi matērijas “stabi”, kas, griežoties, veidoja svītras.
Konvektīvās strāvas, kas nogādā iekšējo siltumu uz virsmu, ārēji parādās gaišu zonu un tumšu jostu veidā. Gaismas zonu zonā ir paaugstināts spiediens, kas atbilst augšupejošām plūsmām. Zonas veidojošie mākoņi atrodas augstākā līmenī (apmēram 20 km), un to gaišā krāsa acīmredzot ir saistīta ar palielinātu spilgti baltu amonjaka kristālu koncentrāciju. Tiek uzskatīts, ka zemāk esošie tumšie jostas mākoņi ir sarkanbrūni amonija hidrosulfīda kristāli, un tiem ir augstāka temperatūra. Šīs struktūras pārstāv lejteces reģionus. Zonām un jostām ir atšķirīgs kustības ātrums Jupitera griešanās virzienā. Orbitālais periods mainās par vairākām minūtēm atkarībā no platuma. Tas noved pie stabilām zonālām straumēm vai vējiem, kas pastāvīgi pūš paralēli ekvatoram vienā virzienā. Ātrumi šajā globālajā sistēmā sasniedz no 50 līdz 150 m/s un vairāk. Jostu un zonu robežās tiek novērota spēcīga turbulence, kas izraisa daudzu virpuļu struktūru veidošanos. Slavenākais šāds veidojums ir Lielais sarkanais plankums, kas uz Jupitera virsmas novērots pēdējo 300 gadu laikā.
Pēc rašanās virpulis paceļ uz mākoņu virsmu sakarsētās gāzes masas ar mazu komponentu tvaikiem. Iegūtie amonjaka sniega kristāli, šķīdumi un amonjaka savienojumi sniega un pilienu veidā, parastais ūdens sniegs un ledus pakāpeniski grimst atmosfērā, līdz sasniedz līmeni, kurā temperatūra ir pietiekami augsta, un iztvaiko. Pēc tam viela gāzveida stāvoklī atkal atgriežas mākoņu slānī.
2007. gada vasarā Habla teleskops fiksēja dramatiskas izmaiņas Jupitera atmosfērā. Atsevišķas zonas atmosfērā uz ziemeļiem un dienvidiem no ekvatora pārvērtās par jostām, bet jostas par zonām. Tajā pašā laikā mainījās ne tikai atmosfēras veidojumu formas, bet arī to krāsa.
2010. gada 9. maijā astronoms amatieris Entonijs Veslijs (ang. Entonijs Veslijs, skatīt arī zemāk) atklāja, ka no planētas sejas pēkšņi pazuda viens no redzamākajiem un stabilākajiem veidojumiem laikā – Dienvidu ekvatoriālā josta. Tieši dienvidu ekvatoriālās jostas platuma grādos atrodas tās “mazgātais” Lielais sarkanais plankums. Jupitera dienvidu ekvatoriālās jostas pēkšņas pazušanas iemesls ir gaišāku mākoņu slāņa parādīšanās virs tās, zem kuras slēpjas tumšu mākoņu josla. Saskaņā ar Habla teleskopa veiktajiem pētījumiem tika secināts, ka josta nav pazudusi pilnībā, bet vienkārši šķiet paslēpta zem mākoņu slāņa, kas sastāv no amonjaka.
liels sarkans plankums
Lielais sarkanais plankums ir mainīga izmēra ovāls veidojums, kas atrodas dienvidu tropu zonā. To atklāja Roberts Huks 1664. gadā. Pašlaik tā izmēri ir 15 × 30 tūkstoši km (Zemes diametrs ir ~ 12,7 tūkstoši km), un pirms 100 gadiem novērotāji atzīmēja 2 reizes lielākus izmērus. Dažreiz tas nav ļoti skaidri redzams. Lielais Sarkanais plankums ir unikāla ilgmūžīga milzu viesuļvētra, kurā viela griežas pretēji pulksteņrādītāja virzienam un veic pilnīgu apgriezienu 6 Zemes dienās.
Pateicoties Cassini zondes 2000. gada beigās veiktajiem pētījumiem, tika konstatēts, ka Lielais sarkanais plankums ir saistīts ar lejupslīdi (atmosfēras masu vertikālo cirkulāciju); mākoņi šeit ir augstāki un temperatūra ir zemāka nekā citos rajonos. Mākoņu krāsa ir atkarīga no augstuma: zilās struktūras ir augšējās, brūnās atrodas zem tām, tad baltās. Sarkanās struktūras ir viszemākās. Lielā Sarkanā punkta griešanās ātrums ir 360 km/h. Tās vidējā temperatūra ir -163 ° C, un starp plankuma malu un centrālo daļu ir temperatūras starpība 3-4 grādu robežās. Tiek uzskatīts, ka šī atšķirība ir atbildīga par to, ka atmosfēras gāzes plankuma centrā griežas pulksteņrādītāja virzienā, bet malās tās griežas pretēji pulksteņrādītāja virzienam. Izteikts arī pieņēmums par sakarību starp temperatūru, spiedienu, kustību un Sarkanā plankuma krāsu, lai gan zinātniekiem joprojām ir grūti precīzi pateikt, kā tas tiek veikts.
Ik pa laikam uz Jupitera tiek novērotas lielu ciklonu sistēmu sadursmes. Viens no tiem notika 1975. gadā, izraisot Spot sarkanās krāsas izbalēšanu vairākus gadus. 2002. gada februāra beigās vēl vienu milzu viesuli - Balto ovālu - sāka bremzēt Lielais sarkanais plankums, un sadursme turpinājās veselu mēnesi. Taču nopietnus bojājumus abiem virpuļiem tas nenodarīja, jo tas notika uz pieskares.
Lielā sarkanā plankuma sarkanā krāsa ir noslēpums. Viens no iespējamiem iemesliem varētu būt ķīmiski savienojumi, kas satur fosforu. Faktiski krāsas un mehānismi, kas rada visas Jovijas atmosfēras izskatu, joprojām ir slikti saprotami, un tos var izskaidrot tikai ar tiešiem tās parametru mērījumiem.
1938. gadā tika reģistrēta trīs lielu baltu ovālu veidošanās un attīstība netālu no 30° dienvidu platuma. Šo procesu pavadīja vienlaicīga vēl vairāku mazu baltu ovālu - virpuļu veidošanās. Tas apstiprina, ka Lielais Sarkanais Plankums ir visspēcīgākais no Jupitera virpuļiem. Vēsturiskie ieraksti neatklāj šādas ilgmūžīgas sistēmas planētas vidējos ziemeļu platuma grādos. Lieli tumši ovāli ir novēroti netālu no 15°N, taču acīmredzot nepieciešamie apstākļi virpuļu rašanās un to sekojošai pārveidošanai stabilās sistēmās, piemēram, Sarkanajā plankumā, pastāv tikai dienvidu puslodē.
mazs sarkans plankums
Lielais sarkanais plankums un mazais sarkanais plankums 2008. gada maijā Habla kosmiskā teleskopa fotogrāfijā
Runājot par trim iepriekšminētajiem baltajiem ovālajiem virpuļiem, divi no tiem 1998. gadā saplūda, bet 2000. gadā jauns virpulis saplūda ar atlikušo trešo ovālu. 2005. gada beigās virpulis (Oval BA, angļu Oval BC) sāka mainīt savu krāsu, galu galā iegūstot sarkanu krāsu, par ko tas saņēma jaunu nosaukumu - Little Red Spot. 2006. gada jūlijā Mazais Sarkanais Plankums saskārās ar savu vecāko "brāli" - Lielo Sarkano Plankumu. Taču tas nekādi būtiski neietekmēja abus virpuļus – sadursme bija tangenciāla. Sadursme tika prognozēta 2006. gada pirmajā pusē.
Zibens
Virpuļa centrā spiediens ir augstāks nekā apkārtnē, un pašas viesuļvētras ieskauj zema spiediena perturbācijas. Saskaņā ar attēliem, kas uzņemti ar kosmosa zondēm Voyager 1 un Voyager 2, tika konstatēts, ka šādu virpuļu centrā tiek novēroti kolosāli zibens uzliesmojumi tūkstošiem kilometru garumā. Zibens spēks ir par trim kārtām lielāks nekā Zemes spēks.
Magnētiskais lauks un magnetosfēra
Jupitera magnētiskā lauka shēma
Pirmā jebkura magnētiskā lauka pazīme ir radio emisija, kā arī rentgena stari. Veidojot notiekošo procesu modeļus, var spriest par magnētiskā lauka struktūru. Tātad tika konstatēts, ka Jupitera magnētiskajā laukā ir ne tikai dipola komponents, bet arī kvadrupols, oktupols un citas augstākas pakāpes harmonikas. Tiek pieņemts, ka magnētisko lauku rada dinamo, līdzīgi kā zemei. Bet atšķirībā no Zemes, straumju vadītājs uz Jupitera ir metāliska hēlija slānis.
Magnētiskā lauka ass ir slīpa pret rotācijas asi 10,2 ± 0,6 °, gandrīz kā uz Zemes, tomēr ziemeļu magnētiskais pols atrodas blakus dienvidu ģeogrāfiskajam, bet dienvidu magnētiskais atrodas blakus ziemeļu ģeogrāfiskajam. viens. Lauka stiprums mākoņu redzamās virsmas līmenī ir 14 Oe ziemeļpolā un 10,7 Oe dienvidos. Tā polaritāte ir pretēja zemes magnētiskajam laukam.
Jupitera magnētiskā lauka forma ir stipri saplacināta un atgādina disku (atšķirībā no Zemes pilienveida). Centrbēdzes spēks, kas iedarbojas uz līdzrotējošo plazmu vienā pusē un karstās plazmas termiskais spiediens no otras puses, izstiepj spēka līnijas, veidojot 20 RJ attālumā struktūru, kas atgādina plānu pankūku, ko sauc arī par magnetodisku. . Tam ir smalka strāvas struktūra netālu no magnētiskā ekvatora.
Ap Jupiteru, kā arī ap lielāko daļu Saules sistēmas planētu, atrodas magnetosfēra – apgabals, kurā uzlādēto daļiņu, plazmas, uzvedību nosaka magnētiskais lauks. Jupiteram šādu daļiņu avoti ir saules vējš un Io. Vulkāniskos pelnus, ko izgrūž Io vulkāni, jonizē saules ultravioletais starojums. Tādā veidā veidojas sēra un skābekļa joni: S+, O+, S2+ un O2+. Šīs daļiņas atstāj satelīta atmosfēru, bet paliek orbītā ap to, veidojot toru. Šo toru atklāja Voyager 1; tas atrodas Jupitera ekvatora plaknē, un tā šķērsgriezuma rādiuss ir 1 RJ un rādiuss no centra (šajā gadījumā no Jupitera centra) līdz ģenerātoram ir 5,9 RJ. Tas ir tas, kurš būtiski maina Jupitera magnetosfēras dinamiku.
Jupitera magnetosfēra. Magnētiski notvertie saules vēja joni diagrammā ir parādīti sarkanā krāsā, Io neitrālā vulkāniskās gāzes josta ir parādīta zaļā krāsā, un Eiropas neitrālā gāzes josta ir parādīta zilā krāsā. ENA ir neitrāli atomi. Saskaņā ar Cassini zondi, kas iegūta 2001. gada sākumā.
Uznākošais saules vējš tiek līdzsvarots ar magnētiskā lauka spiedienu 50-100 planētu rādiusu attālumā, bez Io ietekmes šis attālums būtu ne lielāks par 42 RJ. Nakts pusē tas sniedzas ārpus Saturna orbītas, sasniedzot 650 miljonus km vai vairāk. Jupitera magnetosfērā paātrinātie elektroni sasniedz Zemi. Ja Jupitera magnetosfēru varētu redzēt no Zemes virsmas, tad tās leņķiskie izmēri pārsniegtu Mēness izmērus.
radiācijas jostas
Jupiteram ir spēcīgas radiācijas jostas. Tuvojoties Jupiteram, Galileo saņēma starojuma devu, kas 25 reizes pārsniedza cilvēkiem letālo devu. Radio emisija no Jupitera radiācijas jostas pirmo reizi tika atklāta 1955. gadā. Radio emisijai ir sinhrotrona raksturs. Radiācijas joslās esošajiem elektroniem ir milzīga aptuveni 20 MeV enerģija, savukārt Cassini zonde atklāja, ka Jupitera starojuma joslās elektronu blīvums ir mazāks nekā gaidīts. Elektronu plūsma Jupitera starojuma joslās var radīt nopietnus draudus kosmosa kuģiem, jo pastāv augsts starojuma radīto iekārtu bojājumu risks. Kopumā Jupitera radio emisija nav strikti viendabīga un nemainīga – gan laikā, gan frekvencē. Šāda starojuma vidējā frekvence, saskaņā ar pētījumiem, ir aptuveni 20 MHz, un viss frekvenču diapazons ir no 5-10 līdz 39,5 MHz.
Jupiteru ieskauj jonosfēra, kuras garums ir 3000 km.
Auroras uz Jupitera
Jupitera polārblāzmas raksts, kurā redzams galvenais gredzens, polārblāzmas un saules plankumi, kas radušies mijiedarbības rezultātā ar Jupitera dabiskajiem pavadoņiem.
Jupiters rāda spilgtas, vienmērīgas polārblāzmas ap abiem poliem. Atšķirībā no tiem uz Zemes, kas parādās paaugstinātas Saules aktivitātes periodos, Jupitera polārblāzmas ir nemainīgas, lai gan to intensitāte katru dienu mainās. Tie sastāv no trim galvenajām sastāvdaļām: galvenais un spilgtākais reģions ir salīdzinoši mazs (mazāk nekā 1000 km plats), kas atrodas apmēram 16 ° no magnētiskajiem poliem; karstie punkti - magnētiskā lauka līniju pēdas, kas savieno pavadoņu jonosfēras ar Jupitera jonosfēru, un īstermiņa emisiju apgabali, kas atrodas galvenā gredzena iekšpusē. Polārblāzmas emisijas ir konstatētas gandrīz visās elektromagnētiskā spektra daļās no radioviļņiem līdz rentgena stariem (līdz 3 keV), taču tās ir spilgtākās vidējā infrasarkanajā starā (viļņa garums 3-4 µm un 7-14 µm) un dziļumā. spektra ultravioletais apgabals (viļņu garums 80-180 nm).
Galveno polārblāzmu gredzenu pozīcija ir stabila, tāpat kā to forma. Taču to starojumu spēcīgi modulē saules vēja spiediens – jo stiprāks vējš, jo vājākas polārblāzmas. Polārblāzmas stabilitāti uztur liels elektronu pieplūdums, kas tiek paātrināts potenciālu starpības dēļ starp jonosfēru un magnetodisku. Šie elektroni ģenerē strāvu, kas uztur magnetodiskā rotācijas sinhronismu. Šo elektronu enerģija ir 10 - 100 keV; iekļūstot dziļi atmosfērā, tie jonizē un ierosina molekulāro ūdeņradi, izraisot ultravioleto starojumu. Turklāt tie sasilda jonosfēru, kas izskaidro spēcīgo polārblāzmu infrasarkano starojumu un daļēji arī termosfēras sasilšanu.
Karstie punkti ir saistīti ar trim Galilejas pavadoņiem: Io, Eiropu un Ganimēdu. Tie rodas tāpēc, ka rotējošā plazma palēninās satelītu tuvumā. Spilgtākie plankumi pieder Io, jo šis satelīts ir galvenais plazmas piegādātājs, Eiropas un Ganimeda plankumi ir daudz vājāki. Tiek uzskatīts, ka spilgti plankumi galvenajos gredzenos, kas laiku pa laikam parādās, ir saistīti ar magnetosfēras un saules vēja mijiedarbību.
liela rentgena vieta
Apvienotais Jupitera attēls no Habla teleskopa un Chandra rentgena teleskopa — 2007. gada februāris
2000. gada decembrī Čandras orbitālais teleskops atklāja pulsējoša rentgena starojuma avotu Jupitera polios (galvenokārt ziemeļpolā), ko sauc par Lielo rentgenstaru punktu. Šī starojuma iemesli joprojām ir noslēpums.
Veidošanās un evolūcijas modeļi
Nozīmīgu ieguldījumu mūsu izpratnē par zvaigžņu veidošanos un evolūciju sniedz eksoplanetu novērojumi. Tātad ar viņu palīdzību tika izveidotas iezīmes, kas ir kopīgas visām planētām, piemēram, Jupiters:
Tie veidojas pat pirms protoplanetārā diska izkliedes brīža.
Akrecijai ir nozīmīga loma veidošanā.
Bagātināšana ar smagajiem ķīmiskajiem elementiem planetezimālu dēļ.
Ir divas galvenās hipotēzes, kas izskaidro Jupitera rašanās un veidošanās procesus.
Saskaņā ar pirmo hipotēzi, ko sauc par "kontrakcijas" hipotēzi, Jupitera un Saules ķīmiskā sastāva relatīvā līdzība (liela daļa ūdeņraža un hēlija) ir izskaidrojama ar to, ka planētu veidošanās laikā agrīnā Saules sistēmas attīstība, gāzu un putekļu diskā izveidojās masīvas "puduras", kas radīja planētas, t.i., Saule un planētas veidojās līdzīgi. Tiesa, šī hipotēze joprojām neizskaidro esošās planētu ķīmiskā sastāva atšķirības: Saturns, piemēram, satur vairāk smago ķīmisko elementu nekā Jupiters, un tas, savukārt, ir lielāks par Sauli. Sauszemes planētas parasti pārsteidzoši atšķiras pēc to ķīmiskā sastāva no milzu planētām.
Otrā hipotēze (“akrecijas” hipotēze) apgalvo, ka Jupitera, kā arī Saturna veidošanās process notika divos posmos. Pirmkārt, vairākus desmitus miljonu gadu turpinājās cietu blīvu ķermeņu veidošanās process, piemēram, zemes grupas planētas. Tad sākās otrais posms, kad vairākus simtus tūkstošus gadu ilga gāzes uzkrāšanās process no primārā protoplanetārā mākoņa uz šiem ķermeņiem, kas līdz tam laikam bija sasnieguši vairāku Zemes masu masu.
Pat pirmajā posmā daļa gāzes izkliedējās no Jupitera un Saturna reģiona, kas izraisīja zināmas atšķirības šo planētu un Saules ķīmiskajā sastāvā. Otrajā posmā Jupitera un Saturna ārējo slāņu temperatūra sasniedza attiecīgi 5000 °C un 2000 °C. Urāns un Neptūns sasniedza kritisko masu, kas nepieciešama, lai sāktu akreciju daudz vēlāk, kas ietekmēja gan to masu, gan ķīmisko sastāvu.
2004. gadā Katharina Lodders no Vašingtonas universitātes izvirzīja hipotēzi, ka Jupitera kodols galvenokārt sastāv no kāda veida organiskām vielām ar adhezīvām spējām, kas, savukārt, lielā mērā ietekmēja vielas uztveršanu no apkārtējā kosmosa reģiona ar kodolu. Iegūtais akmens darvas kodols ar gravitācijas spēku "uztvēra" gāzi no Saules miglāja, veidojot mūsdienu Jupiteru. Šī ideja iekļaujas otrajā hipotēzē par Jupitera izcelsmi pēc akrecijas.
Satelīti un gredzeni
Lielie Jupitera pavadoņi: Io, Eiropa, Ganimēds un Kalisto un to virsmas.
Jupitera pavadoņi: Io, Eiropa, Ganimēds un Kalisto
2012. gada janvārī Jupiteram ir zināmi 67 pavadoņi, kas ir visvairāk Saules sistēmā. Tiek lēsts, ka var būt vismaz simts satelītu. Satelītiem doti galvenokārt dažādu mītisku tēlu vārdi, kas vienā vai otrā veidā saistīti ar Zevu-Jupiteru. Satelīti tiek iedalīti divās lielās grupās - iekšējie (8 satelīti, Galilejas un ne-Galiles iekšējie satelīti) un ārējie (55 satelīti, arī sadalīti divās grupās) - tātad kopumā tiek iegūtas 4 "varietes". Četrus lielākos satelītus - Io, Europa, Ganymede un Callisto - tālajā 1610. gadā atklāja Galileo Galilejs]. Jupitera pavadoņu atklāšana kalpoja kā pirmais nopietnais faktiskais arguments par labu Kopernika heliocentriskajai sistēmai.
Eiropā
Vislielāko interesi rada Eiropa, kurai ir globāls okeāns, kurā nav izslēgta dzīvības klātbūtne. Īpaši pētījumi ir parādījuši, ka okeāns sniedzas 90 km dziļumā, tā tilpums pārsniedz Zemes okeānu tilpumu. Eiropas virsma ir pilna ar defektiem un plaisām, kas radušās satelīta ledus apvalkā. Ir izteikts pieņēmums, ka Eiropai siltuma avots ir pats okeāns, nevis satelīta kodols. Zemledus okeāna esamība tiek pieņemta arī Kalisto un Ganimēdā. Pamatojoties uz pieņēmumu, ka skābeklis varētu iekļūt subglaciālajā okeānā 1-2 miljardu gadu laikā, zinātnieki teorētiski pieņem, ka uz satelīta pastāv dzīvība. Skābekļa saturs Eiropas okeānos ir pietiekams, lai atbalstītu ne tikai vienšūnu, bet arī lielāku dzīvības formu pastāvēšanu. Šis satelīts ieņem otro vietu pēc Enceladus dzīvības iespējamības ziņā.
Un apmēram
Io ir interesants spēcīgu aktīvo vulkānu klātbūtnei; satelīta virsmu pārpludina vulkāniskās darbības produkti. Kosmosa zondes uzņemtās fotogrāfijas liecina, ka Io virsma ir spilgti dzeltena ar brūniem, sarkaniem un tumši dzelteniem plankumiem. Šie plankumi ir Io vulkāna izvirdumu produkts, kas galvenokārt sastāv no sēra un tā savienojumiem; Izvirdumu krāsa ir atkarīga no to temperatūras.
[rediģēt] Ganimēds
Ganimēds ir lielākais ne tikai Jupitera, bet arī Saules sistēmas satelīts starp visiem planētu satelītiem. Ganimēds un Kalisto ir klāti ar daudziem krāteriem, uz Kalisto daudzus no tiem ieskauj plaisas.
Kalisto
Tiek uzskatīts, ka Kalisto ir arī okeāns zem Mēness virsmas; par to netieši norāda Callisto magnētiskais lauks, ko var radīt elektriskās strāvas klātbūtne sālsūdenī satelīta iekšpusē. Par labu šai hipotēzei ir arī fakts, ka Kalisto magnētiskais lauks mainās atkarībā no tā orientācijas uz Jupitera magnētisko lauku, tas ir, zem šī satelīta virsmas atrodas ļoti vadošs šķidrums.
Galilejas satelītu izmēru salīdzinājums ar Zemi un Mēnesi
Galilejas satelītu iezīmes
Visi lielie Jupitera pavadoņi sinhroni rotē un vienmēr ir vērsti Jupiterā ar vienu un to pašu pusi milzu planētas spēcīgo plūdmaiņu spēku ietekmes dēļ. Tajā pašā laikā Ganimēds, Eiropa un Io atrodas viens ar otru orbitālajā rezonansē. Turklāt starp Jupitera pavadoņiem ir novērojams modelis: jo tālāk satelīts atrodas no planētas, jo mazāks ir tā blīvums (Io ir 3,53 g/cm2, Eiropai ir 2,99 g/cm2, Ganimēdam ir 1,94 g/cm2, Callisto ir 1,83 g/cm2). Tas ir atkarīgs no ūdens daudzuma uz satelīta: uz Io tā praktiski nav, uz Europa - 8%, uz Ganimeda un Kalisto - līdz pusei no to masas.
Nelieli Jupitera pavadoņi
Pārējie satelīti ir daudz mazāki un ir neregulāras formas akmeņaini ķermeņi. Starp tiem ir tie, kas griežas pretējā virzienā. No mazajiem Jupitera pavadoņiem Amalteja rada ievērojamu zinātnieku interesi: tiek pieņemts, ka tajā atrodas tukšumu sistēma, kas radās tālā pagātnē notikušas katastrofas rezultātā - meteorīta bombardēšanas dēļ Amalteja. sadalījās daļās, kuras pēc tam savstarpējās gravitācijas ietekmē atkal apvienojās, bet nekad nekļuva par vienu monolītu ķermeni.
Metis un Adrastea ir Jupiteram tuvākie pavadoņi, kuru diametrs ir attiecīgi aptuveni 40 un 20 km. Tie pārvietojas pa Jupitera galvenā gredzena malu orbītā ar rādiusu 128 tūkstoši km, veicot apgriezienu ap Jupiteru 7 stundās un būdami ātrākie Jupitera pavadoņi.
Visas Jupitera satelītu sistēmas kopējais diametrs ir 24 miljoni km. Turklāt tiek pieņemts, ka Jupiteram agrāk bija vēl vairāk satelītu, taču daži no tiem nokrita uz planētas tās spēcīgās gravitācijas ietekmē.
Satelīti ar apgrieztu rotāciju ap Jupiteru
Jupitera pavadoņi, kuru nosaukumi beidzas ar “e” – Karma, Sinop, Ananke, Pasiphe un citi (skat. Anankes grupa, Karmes grupa, Pasiphe grupa) – riņķo ap planētu pretējā virzienā (retrogrāda kustība) un, pēc zinātnieku domām, veidojās nevis kopā ar Jupiteru, bet vēlāk tika viņa gūstā. Neptūna satelītam Triton ir līdzīgs īpašums.
Jupitera pagaidu pavadoņi
Dažas komētas ir pagaidu Jupitera pavadoņi. Tātad, jo īpaši komēta Kushida - Muramatsu (angļu) krievu. laika posmā no 1949. līdz 1961. gadam. bija Jupitera satelīts, kas šajā laikā veica divus apgriezienus ap planētu. Papildus šim objektam ir zināmi arī vismaz 4 milzu planētas pagaidu pavadoņi.
Jupitera gredzeni
Jupitera gredzeni (diagramma).
Jupiteram ir vāji gredzeni, kas atklāti Voyager 1 tranzīta laikā pa Jupiteru 1979. gadā. Gredzenu klātbūtni tālajā 1960. gadā pieņēma padomju astronoms Sergejs Vsekhsvjatskis, pamatojoties uz dažu komētu orbītu tālāko punktu izpēti, Vsekhsvjatskis secināja, ka šīs komētas varētu nākt no Jupitera gredzena, un ierosināja, ka gredzens ir izveidots. Jupitera pavadoņu vulkāniskās aktivitātes rezultātā (vulkāni uz Io tika atklāti divas desmitgades vēlāk).
Gredzeni ir optiski plāni, to optiskais biezums ir ~10-6, un daļiņu albedo ir tikai 1,5%. Tomēr tos joprojām ir iespējams novērot: fāzes leņķos, kas ir tuvu 180 grādiem (skatoties "pret gaismu"), gredzenu spilgtums palielinās apmēram 100 reizes, un Jupitera tumšā nakts puse neatstāj gaismu. Kopumā ir trīs gredzeni: viens galvenais, "zirneklis" un halo.
Galileo uzņemta Jupitera gredzenu fotogrāfija tiešā izkliedētā gaismā.
Galvenais gredzens stiepjas no 122 500 līdz 129 230 km no Jupitera centra. Iekšpusē galvenais gredzens pāriet toroidālā halo, un ārpus tā saskaras ar arahnoīdu. Novērotā starojuma izkliede uz priekšu optiskajā diapazonā ir raksturīga mikronu izmēra putekļu daļiņām. Tomēr putekļi Jupitera tuvumā ir pakļauti spēcīgiem negravitācijas traucējumiem, tāpēc putekļu daļiņu kalpošanas laiks ir 103 ± 1 gads. Tas nozīmē, ka ir jābūt šo putekļu daļiņu avotam. Divi mazi satelīti, kas atrodas galvenā gredzena iekšpusē, Metis un Adrastea, ir piemēroti šādu avotu lomai. Saduroties ar meteoroīdiem, tie rada mikrodaļiņu baru, kas pēc tam izplatās orbītā ap Jupiteru. Gossamer gredzena novērojumi atklāja divas atsevišķas matērijas jostas, kuru izcelsme ir Tēbu un Amaltejas orbītā. Šo jostu uzbūve atgādina zodiaka putekļu kompleksu uzbūvi.
Trojas asteroīdi
Trojas asteroīdi - asteroīdu grupa, kas atrodas Jupitera Lagranža punktu L4 un L5 reģionā. Asteroīdi ir 1:1 rezonansē ar Jupiteru un pārvietojas ar to orbītā ap Sauli. Tajā pašā laikā pastāv tradīcija objektus, kas atrodas netālu no L4 punkta, saukt grieķu varoņu vārdos, bet netālu no L5 - par Trojas varoņiem. Kopumā uz 2010. gada jūniju tika atvērti 1583 šādi objekti.
Ir divas teorijas, kas izskaidro Trojas zirgu izcelsmi. Pirmais apgalvo, ka tie radušies Jupitera veidošanās pēdējā posmā (tiek apsvērts akretēšanas variants). Kopā ar matēriju tika notverti planetozimāli, uz kuriem arī notika akrecija, un, tā kā mehānisms bija efektīvs, puse no tiem nonāca gravitācijas slazdā. Šīs teorijas trūkumi ir tādi, ka šādā veidā radušos objektu skaits ir par četrām lieluma kārtām lielāks nekā novērotais, un tiem ir daudz lielāks orbītas slīpums.
Otrā teorija ir dinamiska. 300-500 miljonus gadu pēc Saules sistēmas veidošanās Jupiters un Saturns piedzīvoja rezonansi 1:2. Tas noveda pie orbītu pārstrukturēšanas: Neptūns, Plutons un Saturns palielināja orbītas rādiusu, un Jupiters samazinājās. Tas ietekmēja Kuipera jostas gravitācijas stabilitāti, un daži no tajā apdzīvotajiem asteroīdiem pārvietojās Jupitera orbītā. Tajā pašā laikā visi oriģinālie Trojas zirgi, ja tādi bija, tika iznīcināti.
Trojas zirgu tālākais liktenis nav zināms. Virkne vāju Jupitera un Saturna rezonanšu liks tiem haotiski kustēties, taču kāds būs šis haotiskās kustības spēks un vai tie tiks izmesti no pašreizējās orbītas, ir grūti pateikt. Turklāt sadursmes savā starpā lēnām, bet pārliecinoši samazina Trojas zirgu skaitu. Daži fragmenti var kļūt par satelītiem, bet daži - komētas.
Debess ķermeņu sadursmes ar Jupiteru
Komēta Shoemaker-Levy
Taka no vienas no komētas Shoemaker-Levy atkritumiem, attēls no Habla teleskopa, 1994. gada jūlijs.
Galvenais raksts: Comet Shoemaker-Levy 9
1992. gada jūlijā Jupiteram pietuvojās komēta. Tas pagāja aptuveni 15 tūkstošu kilometru attālumā no mākoņu augšējās robežas, un milzu planētas spēcīgais gravitācijas efekts saplēsa tās kodolu 17 lielās daļās. Šo komētu baru Palomara kalna observatorijā atklāja Kerolīna un Jevgeņijs Shoemaker un amatieru astronoms Deivids Levijs. 1994. gadā kārtējā Jupitera tuvošanās laikā visi komētas fragmenti ietriecās planētas atmosfērā ar milzīgu ātrumu – aptuveni 64 kilometri sekundē. Šī grandiozā kosmiskā kataklizma tika novērota gan no Zemes, gan ar kosmosa līdzekļu palīdzību, jo īpaši ar Habla kosmosa teleskopa, IUE satelīta un Galileo starpplanētu kosmosa stacijas palīdzību. Kodolu krišanu pavadīja starojuma uzliesmojumi plašā spektra diapazonā, gāzu emisiju rašanās un ilgstošu virpuļu veidošanās, Jupitera radiācijas joslu izmaiņas un polārblāzmu parādīšanās, kā arī gaismas spožuma samazināšanās. Io plazmas tors ekstremālā ultravioletā diapazonā.
Citi kritieni
2009. gada 19. jūlijā jau pieminētais astronoms amatieris Entonijs Veslijs atklāja tumšu plankumu netālu no Jupitera Dienvidpola. Vēlāk šis atradums tika apstiprināts Kekas observatorijā Havaju salās. Iegūto datu analīze liecināja, ka visticamākais Jupitera atmosfērā iekritušais ķermenis bija akmens asteroīds.
2010. gada 3. jūnijā plkst. 20:31 UT divi neatkarīgi novērotāji – Entonijs Veslijs (ang. Entonijs Veslijs, Austrālija) un Kristofers Go (inž. Kristofers Go, Filipīnas) nofilmēja uzplaiksnījumu virs Jupitera atmosfēras, kas, visticamāk, ir. kritiens jauns, Jupiteram iepriekš nezināms ķermenis. Dienu pēc šī notikuma Jupitera atmosfērā netika atrasti jauni tumši plankumi. Novērojumi jau veikti ar lielākajiem Havaju salu instrumentiem (Gemini, Keck un IRTF), un novērojumi tiek plānoti ar Habla kosmisko teleskopu. 2010. gada 16. jūnijā NASA publicēja paziņojumu presei, kurā teikts, ka Habla kosmiskā teleskopa attēli 2010. gada 7. jūnijā (4 dienas pēc slimības uzliesmojuma konstatēšanas) neliecināja par kritiena pazīmēm Jupitera atmosfēras augšējos slāņos.
2010. gada 20. augustā plkst. 18:21:56 IST virs Jupitera mākoņu segas notika uzliesmojums, ko viņa uzņemtajā video atklāja japāņu astronoms amatieris Masayuki Tachikawa no Kumamoto prefektūras. Nākamajā dienā pēc šī notikuma paziņošanas tika atrasts apstiprinājums no neatkarīga novērotāja Aoki Kazuo (Aoki Kazuo) - amatieru astronoma no Tokijas. Jādomā, ka tas varētu būt asteroīda vai komētas iekrišana milzu planētas atmosfērā.
1781. gada 13. martā angļu astronoms Viljams Heršels atklāja Saules sistēmas septīto planētu - Urānu. Un 1930. gada 13. martā amerikāņu astronoms Clyde Tombaugh atklāja devīto planētu Saules sistēmā - Plutonu. Līdz 21. gadsimta sākumam tika uzskatīts, ka Saules sistēma ietvēra deviņas planētas. Tomēr 2006. gadā Starptautiskā Astronomijas savienība nolēma atņemt Plutonam šo statusu.
Ir jau zināmi 60 dabiskie Saturna pavadoņi, no kuriem lielākā daļa ir atklāti, izmantojot kosmosa kuģus. Lielāko daļu satelītu veido akmeņi un ledus. Lielākais satelīts Titāns, ko 1655. gadā atklāja Kristians Huigenss, ir lielāks par planētu Merkurs. Titāna diametrs ir aptuveni 5200 km. Titāns apriņķo Saturnu ik pēc 16 dienām. Titāns ir vienīgais satelīts, kuram ir ļoti blīva atmosfēra, 1,5 reizes lielāka par Zemes atmosfēru, un tas sastāv galvenokārt no 90% slāpekļa un mērenu metāna daudzumu.
Starptautiskā Astronomijas savienība oficiāli atzina Plutonu par planētu 1930. gada maijā. Tobrīd tika pieņemts, ka tā masa ir salīdzināma ar Zemes masu, bet vēlāk tika konstatēts, ka Plutona masa ir gandrīz 500 reižu mazāka nekā Zemes, pat mazāka par Mēness masu. Plutona masa ir 1,2 reizes 1022 kg (0,22 Zemes masas). Plutona vidējais attālums no Saules ir 39,44 AU. (5,9 reizes 10 līdz 12 grādu km), rādiuss ir aptuveni 1,65 tūkstoši km. Apgriezienu ap Sauli periods ir 248,6 gadi, rotācijas periods ap savu asi ir 6,4 dienas. Plutona sastāvā it kā ir iezis un ledus; planētai ir plāna atmosfēra, kas sastāv no slāpekļa, metāna un oglekļa monoksīda. Plutonam ir trīs pavadoņi: Charon, Hydra un Nyx.
20. gadsimta beigās un 21. gadsimta sākumā ārējā Saules sistēmā tika atklāti daudzi objekti. Kļuvis skaidrs, ka Plutons ir tikai viens no lielākajiem līdz šim zināmajiem Koipera joslas objektiem. Turklāt vismaz viens no jostas objektiem - Erisa - ir lielāks ķermenis nekā Plutons un par 27% smagāks par to. Šajā sakarā radās ideja vairs neuzskatīt Plutonu par planētu. 2006. gada 24. augustā Starptautiskās Astronomijas savienības (IAU) XXVI Ģenerālajā asamblejā tika nolemts turpmāk Plutonu saukt nevis par "planētu", bet gan par "pundurplanētu".
Konferencē tika izstrādāta jauna planētas definīcija, saskaņā ar kuru par planētām tiek uzskatīti ķermeņi, kas riņķo ap zvaigzni (un paši nav zvaigzne), kuriem ir hidrostatiskā līdzsvara forma un kas "attīra" apgabalu ap zvaigzni. to orbītu no citiem, mazākiem, objektiem. Par pundurplanētām tiks uzskatīti objekti, kas riņķo ap zvaigzni, kuriem ir hidrostatiskā līdzsvara forma, taču tie nav "attīrījuši" tuvējo telpu un nav pavadoņi. Planētas un pundurplanētas ir divas dažādas Saules sistēmas objektu klases. Visi pārējie objekti, kas riņķo ap Sauli un nav satelīti, tiks saukti par maziem Saules sistēmas ķermeņiem.
Tādējādi kopš 2006. gada Saules sistēmā ir astoņas planētas: Merkurs, Venera, Zeme, Marss, Jupiters, Saturns, Urāns, Neptūns. Starptautiskā Astronomijas savienība ir oficiāli atzinusi piecas pundurplanētas: Cerera, Plutons, Haumea, Makemake un Eris.
2008. gada 11. jūnijā IAU paziņoja par jēdziena "plutoīds" ieviešanu. Par plutoīdiem tika nolemts saukt par debess ķermeņiem, kas riņķo ap Sauli orbītā, kuras rādiuss ir lielāks par Neptūna orbītas rādiusu, kuru masa ir pietiekama, lai gravitācijas spēki tiem piešķirtu gandrīz sfērisku formu, un kuri neattīra telpu ap to orbīta (tas ir, ap tiem griežas daudzi mazi objekti).
Tā kā joprojām ir grūti noteikt pundurplanētu formu un līdz ar to saistību ar klasi tādiem attāliem objektiem kā plutoīdi, zinātnieki ieteica uz laiku piešķirt plutoīdiem visus objektus, kuru absolūtais asteroīda lielums (spožums no vienas astronomiskās vienības attāluma) ir gaišāks. nekā +1. Ja vēlāk izrādīsies, ka plutoīdiem piešķirtais objekts nav pundurplanēta, tai šis statuss tiks atņemts, lai gan piešķirtais nosaukums tiks atstāts. Pundurplanētas Plutons un Erīda tika klasificētas kā plutoīdi. 2008. gada jūlijā Makemake tika iekļauta šajā kategorijā. 2008. gada 17. septembrī Haumea tika pievienota sarakstam.
Materiāls sagatavots, pamatojoties uz informāciju no atklātajiem avotiem
Saturns ir sestā planēta Saules sistēmā. Otrs lielākais, un tā blīvums ir tik mazs, ka, piepildot milzīgu rezervuāru ar ūdeni un novietojot tur Saturnu, tas brīvi peldēs uz virsmas, pilnībā neiegremdējoties ūdenī. Saturna galvenā atrakcija ir tā gredzeni, kas sastāv no putekļiem, gāzes un ledus. Planētu ieskauj milzīgs skaits gredzenu, kuru diametrs vairākas reizes pārsniedz Zemes diametru.
Kas ir Saturns?
Vispirms jums ir jāizdomā, kāda veida planēta šī ir un ar ko to "ēd". Saturns ir sestā planēta no Saules, kas nosaukta pēc tam, kad senie romiešu grieķi viņu sauca par Kronosu, Zeva (Jupitera) tēvu. Orbītas tālākajā punktā (afēlijā) attālums no saules ir 1513 miljardi km.
Planētas diena ir tikai 10 stundas un 34 minūtes, bet planētas gads ir 29,5 Zemes gadi. Gāzes giganta atmosfēru galvenokārt veido ūdeņradis (tas veido 92%). Atlikušie 8% ir hēlija, metāna, amonjaka, etāna utt. piemaisījumi.
1977. gadā palaistie Voyager 1 un Voyager 2 pirms pāris gadiem sasniedza Saturna orbītu un sniedza zinātniekiem nenovērtējamu informāciju par šo planētu. Uz virsmas tika novēroti vēji, kuru ātrums sasniedza 500 m/s. Piemēram, spēcīgākais vējš uz Zemes sasniedza tikai 103 m/s (Ņūhempšīra,
Tāpat kā lielais sarkanais plankums uz Jupitera, arī uz Saturna ir liels baltais ovāls. Bet otrais parādās tikai ik pēc 30 gadiem, un tā pēdējo reizi parādījās 1990. gadā. Pēc pāris gadiem atkal varēsim viņu skatīties.
Saturna un Zemes izmēru attiecība
Cik reizes Saturns ir lielāks par Zemi? Saskaņā ar dažiem ziņojumiem, tikai diametrā Saturns pārsniedz mūsu planētu 10 reizes. Pēc tilpuma 764 reizes, t.i., Saturns var uzņemt tieši tik daudz mūsu planētu. Saturna gredzenu platums 6 reizes pārsniedz mūsu zilās planētas diametru. Viņš ir tik gigantisks.
Attālums no Zemes līdz Saturnam
Vispirms jāņem vērā fakts, ka visas Saules sistēmas planētas nekustas pa apli, bet gan elipsēs (ovālos). Ir brīži, kad mainās attālums no Saules. Tā var pietuvoties, tā var attālināties. Uz Zemes tas ir skaidri redzams. To sauc par gadalaiku maiņu. Bet šeit lomu spēlē mūsu planētas rotācija un slīpums attiecībā pret orbītu.
Tāpēc attālums no Zemes līdz Saturnam ievērojami atšķirsies. Tagad jūs zināt, kā. Izmantojot zinātniskus mērījumus, ir aprēķināts, ka minimālais attālums no Zemes līdz Saturnam kilometros ir 1195 miljoni, bet maksimālais – 1660 miljoni km.
Kā zināms, gaismas ātrums (saskaņā ar Einšteina relativitātes teoriju) ir nepārvarama robeža Visumā. Mums tas šķiet nesasniedzams. Bet kosmiskā mērogā tas ir niecīgs. 8 minūtēs gaisma veic attālumu līdz Zemei, kas ir 150 miljoni km (1 AU). Attālums līdz Saturnam jāpārvar 1 stundā un 20 minūtēs. Tas nav tik garš, jūs sakāt, bet padomājiet, ka gaismas ātrums ir 300 000 m/s!
Ja kā pārvietošanās līdzekli ņemat raķeti, attāluma pārvarēšanai būs vajadzīgi gadi. Kosmosa kuģis, kas paredzēts milzu planētu izpētei, aizņēma no 2,5 līdz 3 gadiem. Šobrīd tie atrodas ārpus Saules sistēmas. Daudzi zinātnieki uzskata, ka attālumu no Zemes līdz Saturnam var pārvarēt 6 gados un 9 mēnešos.
Kas sagaida cilvēku Saturnā?
Kāpēc mums vispār ir vajadzīga šī ūdeņraža planēta, kur dzīvība nekad nebūtu radusies? Saturns ir ieinteresēts zinātniekus par savu pavadoni, ko sauc par Titānu. Lielākais Saturna pavadonis un otrs lielākais Saules sistēmā (pēc Jupitera Ganimēda). Zinātniekus tas ieinteresēja ne mazāk kā Marss. Titāns ir lielāks par Merkuru, un uz tā virsmas ir pat upes. Tiesa, upes ir no un etāna.
Smaguma spēks uz satelītu ir mazāks nekā uz Zemes. Galvenais atmosfērā esošais elements ir ogļūdeņradis. Ja mums izdosies nokļūt Titānā, tā mums kļūs par ļoti akūtu problēmu. Bet šauri uzvalki nebūs vajadzīgi. Tikai ļoti siltas drēbes un skābekļa tvertne. Ņemot vērā Titāna blīvumu un smagumu, var droši teikt, ka cilvēki varētu lidot. Fakts ir tāds, ka šādos apstākļos mūsu ķermenis var brīvi peldēt gaisā bez spēcīgas gravitācijas pretestības. Mums būs nepieciešami tikai parastā modeļa spārni. Un pat tad, ja tie sabojājas, cilvēks bez problēmām var viegli "ieseglot" satelīta cieto virsmu.
Veiksmīgai Titāna apmešanās vietai zem puslodes kupoliem būs jābūvē veselas pilsētas. Tikai tad būs iespējams atjaunot zemei līdzīgu klimatu, ērtākai dzīvošanai un nepieciešamās pārtikas audzēšanai, kā arī vērtīgu derīgo izrakteņu ieguvei no planētas zarnām.
Akūta problēma būs arī saules gaismas trūkums, jo Saule pie Saturna šķiet maza.Saules paneļu aizstājējs būs ogļūdeņraži, kas planētu pārpilnībā pārklāj veselas jūras. No tā pirmie kolonizatori saņems enerģiju. Ūdens atrodas dziļi zem Mēness virsmas ledus veidā.
> > >
Attālums no Saules līdz Jupiteram kilometros fotoattēlā: atrašanās vietas apraksts Saules sistēmā, elipsveida orbīta, retrogrāds Jupiters, lidojuma laiks uz planētu.
Jupiters- lielākā planēta Saules sistēmā, par kuru var uzskatīt, neskatoties uz lielo attālumu. Tās orbītas iezīmes ir redzamas fotoattēlā, kur ir atzīmēti attālumi no Saules un Zemes.
Planētas pārvietojas pa elipsveida orbitālo ceļu, tāpēc attālums starp tām vienmēr ir atšķirīgs. Ja atrodas tuvākajā punktā, tad 588 milj.km. Šajā stāvoklī planēta pat spožumā pārspēj Venēru. Maksimālajā attālumā attālums ir 968 miljoni km.
Gāzes gigants vienā apgriezienā ap zvaigzni veic 11,86 miljonus km. Zeme savā ceļā nokļūst Jupiterā ik pēc 398,9 dienām. Šī retrogrāda radīja problēmas Saules sistēmas modeļos, kur ideālās riņķveida orbītas nesakrita ar Jupitera un citu planētu cilpu. Johanness Keplers uzminēja elipsveida ceļus.
Attālums no Jupitera līdz Saulei?
Vidēji attālums no Saules līdz Jupiteram ir 778 miljoni km, bet eliptiskuma dēļ planēta spēj pietuvoties 741 miljonam km un attālināties par 817 miljoniem km.
Masas centrs ir izveidots starp diviem rotējošiem debess ķermeņiem. Lai gan mēs sakām, ka visas planētas riņķo ap Sauli, patiesībā tās ir vērstas uz noteiktu masas punktu. Daudzām planētām šis centrs atrodas zvaigznes iekšpusē. Bet Jupiters izceļas ar apskaužamu masīvumu, tāpēc viņam punkts atrodas ārpus Saules diametra. Tagad jūs zināt vairāk par attālumu no Saules līdz planētai Jupiters kilometros.
Cik ilgs ir lidojums uz Jupiteru?
Lidojuma ātrums uz Jupiteru ir atkarīgs no vairākiem faktoriem: degvielas padeves, planētu atrašanās vietas, ātruma, gravitācijas katapulta izmantošanas.
Galileo devās ceļā 1989. gadā un ieradās 6 gadus vēlāk, nobraucot 2,5 miljardus jūdžu. Viņam bija jāapiet apkārt Venērai, Zemei un asteroīdam Gaspra. Voyager 1 tika palaists 1977. gadā un ieradās 1979. gadā, jo tas ceļoja, kad planētas bija perfektā izlīdzinājumā.
New Horizons lidoja tieši 2006. gadā un ieradās 13 mēnešu laikā. Juno, kas tika uzsākta 2011. gadā, tika pabeigta 5 gadu laikā.
ESA plāno 2022. gadā uzsākt JUICE misiju, kuras ceļojums ilgs 7,6 gadus. NASA vēlas nosūtīt kuģi uz Eiropu 2020. gados, kas prasīs 3 gadus.
Kad cilvēks gatavojas braukt ar savu automašīnu uz nepazīstamu pilsētu, vispirms ir jānoskaidro attālums līdz tai, lai aprēķinātu brauciena laiku un uzkrātu benzīnu. Ceļā nobrauktais ceļš nebūs atkarīgs no tā, vai tu dosies ceļā no rīta vai vakarā, šodien vai pēc pāris mēnešiem. Ar ceļojumiem kosmosā situācija ir nedaudz sarežģītāka un vakar mērotais attālums līdz Jupiteram pēc sešiem mēnešiem būs pusotru reizi lielāks, un tad tas atkal sāks samazināties. Uz Zemes būtu ļoti neērti ceļot uz pilsētu, kas pati pastāvīgi pārvietojas.
Vidējais attālums no mūsu planētas līdz gāzes gigantam ir 778,57 miljoni km, taču šis skaitlis ir aptuveni tikpat būtisks kā informācija par vidējo temperatūru slimnīcā. Fakts ir tāds, ka abas planētas pārvietojas ap Sauli (vai, precīzāk, ap Saules sistēmas masas centru) eliptiskās orbītās un ar dažādiem apgriezienu periodiem. Zemei tas ir vienāds ar vienu gadu, bet Jupiteram tas ir gandrīz 12 gadi (11,86 gadi). Minimālais iespējamais attālums starp tiem ir 588,5 miljoni km, bet maksimālais - 968,6 miljoni km. Planētas it kā brauc šūpolēs, tagad tuvojas, tad attālinās.
Zeme pārvietojas ar lielāku orbītas ātrumu nekā Jupiters: 29,78 km/s pret 13,07 km/s, un tā atrodas daudz tuvāk Saules sistēmas centram un tāpēc to panāk ik pēc 398,9 dienām, tuvojoties. Ņemot vērā kustības trajektoriju eliptiskumu, kosmosā ir punkti, kuros attālums starp planētām kļūst gandrīz minimāls. Pārim Zeme-Jupiters laika posms, pēc kura viņi regulāri tuvojas viens otram šādā veidā, ir aptuveni 12 gadi.
Lieliskas konfrontācijas
Šādus laika mirkļus parasti sauc par lielu konfrontāciju datumiem. Šajās dienās Jupiters savā spožumā pārspēj visus debess objektus zvaigžņotajās debesīs, tuvojoties Veneras spīdumam, un ar neliela teleskopa vai binokļu palīdzību kļūst iespējams novērot ne tikai pašu planētu, bet pat tās pavadoņus. Tāpēc astronomi un vienkārši zvaigžņoto debesu skaistuma pazinēji ar nepacietību gaida konfrontācijas, lai tuvāk aplūkotu tālu un maz pētītu kosmisko ķermeni un, iespējams, pat atklātu ko līdz šim zinātnei nezināmu.
Vēl viena unikāla iespēja novērot Jupiteru zemes novērotājam visērtākajos apstākļos parādīsies 2022. gada septembra pēdējās desmit dienās. Šādos brīžos uz planētas virsmas ar neliela teleskopa palīdzību var skaidri redzēt slaveno Sarkano plankumu, debess ķermeņa diska svītras, tajos plūst dažādi virpuļi un daudz ko citu. Ikviens, kurš reiz dzīvē skatījās caur teleskopu uz šo planētu, intriģēdams apziņu, centīsies to darīt atkal un atkal.
Izbrauciet vēlāk, lai ierastos agri
Lielā sarkanā plankuma iekšpusē
Zinot planētu kinemātiku un plānoto kosmosa kuģa ātrumu, ir iespējams izvēlēties optimālo datumu nesējraķetes palaišanai, lai pēc iespējas ātrāk lidotu uz Jupiteru, tērējot tam mazāk degvielas. Pareizāk sakot, tā nav starpplanētu stacija, kas aizlido uz debess ķermeni, bet viņi abi pārceļas uz tikšanās punktu, tikai planētas maršruts nav mainījies gadu tūkstošiem, un lidmašīnas trajektoriju var izvēlēties. Ir iespējas, kad ierīce, kas pacēlās vēlāk, spēs sasniegt mērķi agrāk, tāpēc, lai tos realizētu, viņi cenšas uzbūvēt raķeti līdz palaišanai piemērotam datumam. Ir reizes, kad izdevīgāk ir lidot ilgāk, bet pēc tam paātrinājuma un manevru laikā izmantot "bezmaksas" enerģijas avotu - citu planētu gravitācijas pievilcību.
Planētas izpēte
Jupitera izpētē ir piedalījušās jau astoņas kosmosa misijas, un notiek devītā – Juno. Katram no tiem sākuma datums tika izvēlēts, ņemot vērā izvēlēto maršrutu.
Tātad Galileo orbitālā stacija, pirms kļuva par Jupitera mākslīgo pavadoni, ceļā pavadīja vairāk nekā sešus gadus, taču spēja apmeklēt Venēru un pāris asteroīdus, kā arī divas reizes lidoja garām Zemei.
Bet kosmosa kuģis "New Horizons" sasniedza gāzes gigantu tikai 13 mēnešos, jo tā galvenais mērķis ir daudz tālāk - tas ir Plutons un Kuipera josta.
