Jupiter

89,8 ± 2,0 %	vodík (H 2 )
10,2 ± 2,0 %	helium (He)
~0,3 %	metan (CH 4 )
~0,026 %	Amonium (NH 4 + )
~0,003 %	Deuterid vodíku (HD)
0,0006 %	Ethan (CH 3 -CH 3 )
0,0004 %	Voda ( H2O )
led :
	Ammonium
	Voda
	Hydrosulfid amonný (NH 4 SH)

Mediální soubory na Wikimedia Commons

Informace ve Wikidatech ?

Jupiter je největší planeta sluneční soustavy a pátá nejvzdálenější od Slunce . Spolu se Saturnem je Jupiter klasifikován jako plynný obr .

Planeta je lidem známa již od starověku, což se odráží v mytologii a náboženské víře různých kultur: mezopotámské , babylonské , řecké a dalších. Moderní jméno Jupiter pochází ze jména starověkého římského nejvyššího boha hromu .

Řada atmosférických jevů na Jupiteru: bouře , blesky , polární záře , - mají měřítka, která jsou řádově větší než na Zemi. Pozoruhodný útvar v atmosféře je Velká rudá skvrna , obří bouře známá již od 17. století.

Jupiter má nejméně 80 satelitů [3] [4] , z nichž největší - Io , Europa , Ganymede a Callisto - objevil Galileo Galilei v roce 1610.

Jupiter je studován pomocí pozemních a orbitálních dalekohledů ; Od 70. let 20. století bylo na planetu vysláno 8 meziplanetárních vozidel NASA : Pioneers , Voyagery , Galileo , Juno a další.

Během velkých opozic (z nichž jedna proběhla v září 2010) je Jupiter viditelný pouhým okem jako jeden z nejjasnějších objektů na noční obloze po Měsíci a Venuši . Jupiterův disk a měsíce jsou oblíbenými objekty pozorování amatérských astronomů, kteří učinili řadu objevů (například kometa Shoemaker-Levy , která se srazila s Jupiterem v roce 1994, nebo zmizení jižního rovníkového pásu Jupiteru v roce 2010) .

Jupiter hraje důležitou roli při vytváření podmínek pro dlouhodobou existenci vyšších forem života na Zemi tím, že ji svým silným gravitačním polem chrání před bombardováním velkými nebeskými tělesy [7] .

Pozorování a jejich vlastnosti

Infračervené

V infračervené oblasti spektra leží čáry molekul H 2 a He , stejně jako čáry mnoha dalších prvků [9] . Číslo prvních dvou nese informaci o původu planety a kvantitativní a kvalitativní složení zbytku - o jejím vnitřním vývoji.

Molekuly vodíku a helia však nemají dipólový moment, což znamená, že absorpční čáry těchto prvků jsou neviditelné, dokud nezačne dominovat absorpce vlivem nárazové ionizace. Na jednu stranu, na druhou stranu se tyto čáry tvoří v nejsvrchnějších vrstvách atmosféry a nenesou informaci o hlubších vrstvách. Nejspolehlivější údaje o množství helia a vodíku na Jupiteru byly proto získány z přistávacího modulu Galileo [9 • ] .

Co se týče ostatních prvků, existují také potíže s jejich analýzou a interpretací. Zatím nelze s úplnou jistotou říci, jaké procesy v atmosféře Jupiteru probíhají a jak moc ovlivňují chemické složení – jak ve vnitřních oblastech, tak ve vnějších vrstvách. To vytváří určité potíže při podrobnější interpretaci spektra. Má se však za to, že všechny procesy schopné tak či onak ovlivnit hojnost prvků jsou lokální a značně omezené, takže nejsou schopny globálně měnit rozložení hmoty [10] .

Jupiter také vyzařuje (hlavně v infračervené oblasti spektra) o 60 % více energie, než přijímá od Slunce [11] [12] [13] . Vlivem procesů vedoucích k výrobě této energie se Jupiter zmenšuje asi o 2 cm za rok [14] . Podle P. Bodenheimera (1974), když planeta teprve vznikala, byla 2x větší a její teplota byla mnohem vyšší než v současnosti [15] .

Krátkovlnné

Záření Jupiteru v rozsahu gama je spojeno s polární záři, stejně jako se zářením disku [16] . Poprvé zaznamenaný v roce 1979 Einsteinovou vesmírnou laboratoří .

Na Zemi se oblasti polární záře v rentgenovém a ultrafialovém záření prakticky shodují, ale na Jupiteru tomu tak není. Oblast rentgenových polárních září se nachází mnohem blíže k pólu než ultrafialová. Časná pozorování odhalila pulsaci záření s periodou 40 minut, ale u pozdějších pozorování je tato závislost mnohem horší.

Očekávalo se, že rentgenové spektrum polárních září na Jupiteru je podobné rentgenovému spektru komet, ale jak ukázala pozorování na Chandře, není tomu tak. Spektrum se skládá z emisních čar dosahujících maxima u kyslíkových čar blízko 650 eV, u OVIII čar při 653 eV a 774 eV a u OVII při 561 eV a 666 eV. Existují také emisní čáry o nižších energiích ve spektrální oblasti od 250 do 350 eV, možná patří síře nebo uhlíku [17] .

Neaurorální gama záření bylo poprvé detekováno při pozorování ROSAT v roce 1997. Spektrum je podobné spektru polárních září, avšak v oblasti 0,7-0,8 keV [16] . Vlastnosti spektra dobře popisuje model koronálního plazmatu o teplotě 0,4-0,5 keV se sluneční metalicitou, s přidáním emisních čar Mg 10+ a Si 12+ . Existence posledně jmenovaného je pravděpodobně spojena se sluneční aktivitou v říjnu-listopadu 2003 [16] .

Pozorování vesmírné observatoře XMM-Newton ukázala, že záření disku v gama spektru je odražené sluneční rentgenové záření. Na rozdíl od polárních září nebyla zjištěna žádná periodicita změny intenzity vyzařování na stupnici od 10 do 100 min.

Rádiová pozorování planety

Jupiter je nejvýkonnější (po Slunci) rádiový zdroj ve sluneční soustavě v rozsahu vlnových délek decimetrů. Rádiová emise má sporadický charakter a dosahuje 10 6 Janskikhů na vrcholu vzplanutí [18] .

Bursty se vyskytují ve frekvenčním rozsahu od 5 do 43 MHz (nejčastěji kolem 18 MHz), s průměrnou šířkou kolem 1 MHz. Doba trvání výbuchu je krátká: od 0,1-1 s (někdy až 15 s). Záření je silně polarizované, zejména v kruhu, stupeň polarizace dosahuje 100 %. Dochází k modulaci záření Jupiterovým blízkým satelitem Io, který rotuje uvnitř magnetosféry: výbuch se pravděpodobně objeví, když je Io vzhledem k Jupiteru blízko protažení . Monochromatický charakter záření hovoří o výrazné frekvenci, pravděpodobně o gyrofrekvenci . Vysoká teplota jasu (někdy dosahuje 10 15 K) vyžaduje zapojení kolektivních efektů (jako jsou masery ) [18] .

Radiová emise Jupiteru v rozsahu milimetr-krátký centimetr má čistě tepelnou povahu, ačkoli teplota jasu je poněkud vyšší než rovnovážná teplota, což naznačuje tepelný tok z hlubin. Počínaje vlnami ~9 cm se zvyšuje T b (teplota jasu) - objevuje se netepelná složka spojená se synchrotronovým zářením relativistických částic o průměrné energii ~30 MeV v magnetickém poli Jupitera; při vlnové délce 70 cm dosahuje T b ~5⋅10 4 K. Zdroj záření je umístěn na obou stranách planety v podobě dvou prodloužených lopatek, což naznačuje magnetosférický původ záření [18] [19] .

Výpočet gravitačního potenciálu

Z pozorování pohybu přirozených družic, stejně jako z rozboru trajektorií kosmických lodí, je možné rekonstruovat gravitační pole Jupiteru. Od sféricky symetrického se výrazně liší díky rychlé rotaci planety. Obvykle je gravitační potenciál reprezentován jako expanze v Legendreových polynomech [10] :

J n	J2 _	J4 _	J6 _
Význam	1,4697⋅10 −2	−5,84⋅10 −4	0,31⋅10 −4

V_{\text{ext}}(r,\theta )=-{\frac {GM}{r}}\left(1-\sum _{i=1}^{\infty }\left( {\frac {R_{\text{eq}}}{r}}\right)^{i}J_{i}P_{i}(\cos \theta )\right),

kde je gravitační konstanta, je hmotnost planety, je vzdálenost od středu planety, je rovníkový poloměr, je polární úhel, je Legendreův polynom tého řádu, jsou expanzní koeficienty. $G$ $M$ $r$ $R_{\mathrm {eq} }$ $\theta$ $P_{i}$ $i$ $J_{i}$

Během letu sond Pioneer 10 , Pioneer 11 , Voyager 1 , Voyager 2 , Galileo a Cassini byly pro výpočet gravitačního potenciálu použity následující: měření Dopplerova jevu kosmické lodi (ke sledování jejich rychlosti), obraz přenášený kosmická loď k určení jejich polohy vzhledem k Jupiteru a jeho satelitům, rádiová interferometrie s velmi dlouhými základnami [20] . U Voyageru 1 a Pioneeru 11 bylo třeba vzít v úvahu také gravitační vliv Velké rudé skvrny [21] .

Navíc při zpracování dat je třeba postulovat správnost teorie o pohybu galileovských satelitů kolem středu Jupiteru. Pro přesné výpočty je velkým problémem také zohlednění zrychlení, které má negravitační charakter [21] .

Podle povahy gravitačního pole lze posuzovat i vnitřní strukturu planety [22] .

Jupiter mezi planetami sluneční soustavy

Mše

Jupiter je největší planeta sluneční soustavy, plynný obr . Jeho rovníkový poloměr je 71,4 tisíc km [23] , což je 11,2 násobek poloměru Země [1] .

Jupiter je jediná planeta, jejíž těžiště se Sluncem je mimo Slunce a je od něj vzdáleno asi 7 % slunečního poloměru .

Hmotnost Jupiteru je 2,47krát [24] větší než celková hmotnost všech ostatních planet sluneční soustavy dohromady [25] , 317,8krát větší než hmotnost Země [1] a asi 1000krát menší než hmotnost Slunce. [23] . Hustota (1326 kg/m³) je přibližně stejná jako hustota Slunce a je 4,16krát menší než hustota Země (5515 kg/m³) [1] . Přitom gravitační síla na jeho povrchu, který se obvykle bere jako horní vrstva mraků, je více než 2,4krát větší než síla Země: těleso, které má hmotnost například 100 kg [ 26] bude vážit stejně jako těleso o hmotnosti 240 kg [2] na povrchu Země. To odpovídá gravitačnímu zrychlení 24,79 m/s² na Jupiteru oproti 9,81 m/s² na Zemi [1] .

Většina v současnosti známých exoplanet je hmotností a velikostí srovnatelná s Jupiterem, takže jeho hmotnost ( M J ) a poloměr ( R J ) jsou široce používány jako vhodné jednotky pro specifikaci jejich parametrů [27] .

Jupiter jako "neúspěšná hvězda"

Teoretické modely ukazují, že pokud by hmotnost Jupiteru byla mnohem větší než jeho skutečná hmotnost, vedlo by to ke stlačení planety. Malé změny hmotnosti by neměly za následek žádné významné změny poloměru. Pokud by však hmotnost Jupiteru čtyřnásobně přesáhla jeho skutečnou hmotnost, hustota planety by vzrostla natolik, že by se pod vlivem zvýšené gravitace značně zmenšila velikost planety. Zdá se tedy, že Jupiter má maximální průměr, jaký by mohla mít planeta s podobnou strukturou a historií. S dalším nárůstem hmotnosti by kontrakce pokračovala, dokud by se Jupiter během procesu formování hvězd stal hnědým trpaslíkem s hmotností přesahující jeho současnou asi o 50 [28] [29] . To dává astronomům důvod považovat Jupiter za „nezdařenou hvězdu“, i když není jasné, zda procesy formování planet jako Jupiter jsou podobné těm, které vedou ke vzniku binárních hvězdných systémů. Přestože Jupiter by musel být 75krát hmotnější, aby se stal hvězdou, nejmenší známý červený trpaslík má pouze o 30 % větší průměr [30] [31] .

Orbita a rotace

Velké opozice Jupitera od roku 1951 do roku 2070

Rok	datum	Vzdálenost, a.u.
1951	2. října	3,94
1963	8. října	3,95
1975	13. října	3,95
1987	18. října	3,96
1999	23. října	3,96
2010	21. září	3,95
2022	26. září	3,95
2034	1. října	3,95
2046	6. října	3,95
2058	11. října	3,95
2070	16. října	3,95

Při pozorování ze Země během opozice může Jupiter dosáhnout zdánlivé velikosti -2,94 m , což z něj činí třetí nejjasnější objekt na noční obloze po Měsíci a Venuši . V největší vzdálenosti zdánlivá velikost klesne na -1,61 m . Vzdálenost mezi Jupiterem a Zemí se pohybuje od 588 do 967 milionů km [32] .

Jupiterovy opozice nastávají každých 13 měsíců. Jednou za 12 let dochází k velké opozici Jupitera, když je planeta blízko perihélia své oběžné dráhy. Během tohoto časového období dosáhne jeho úhlová velikost pro pozorovatele ze Země 50 obloukových sekund a jeho jasnost je jasnější než -2,9 m [33] .

Průměrná vzdálenost mezi Jupiterem a Sluncem je 778,57 milionů km (5,2 AU ) a doba revoluce je 11,86 let [23] [34] . Protože excentricita Jupiterovy oběžné dráhy je 0,0488, je rozdíl mezi vzdáleností od Slunce v periheliu a aféliu 76 milionů km.

Hlavní podíl na poruchách Jupiterova pohybu má Saturn . První druh poruchy je sekulární, působí v měřítku ~70 tisíc let [35] , mění excentricitu Jupiterovy dráhy z 0,02 na 0,06 a sklon dráhy od ~1° do 2°. Perturbace druhého druhu je rezonanční s poměrem blízkým 2:5 (s přesností na 5 desetinných míst - 2:4,96666 [36] [37] ).

Rovníková rovina planety je blízko rovině její oběžné dráhy (sklon osy rotace je 3,13° oproti 23,45° u Země [1] ), takže na Jupiteru nedochází ke střídání ročních období [38] [39 ] .

Jupiter se otáčí kolem své osy rychleji než kterákoli jiná planeta ve sluneční soustavě [40] . Doba rotace v blízkosti rovníku je 9 h 50 min 30 s a ve středních zeměpisných šířkách je to 9 h 55 min 40 s [41] . Vlivem rychlé rotace je rovníkový poloměr Jupiteru (71492 km) větší než polární (66854 km) o 6,49 %; tedy komprese planety je (1:51,4) [1] .

Hypotézy o existenci života v atmosféře

V současnosti se přítomnost života na Jupiteru jeví jako nepravděpodobná: nízká koncentrace vody v atmosféře, absence pevného povrchu atd. Ještě v 70. letech 20. století však americký astronom Carl Sagan hovořil o možnosti existence tzv. život na bázi amoniaku v horních vrstvách atmosféry Jupiteru [42] . Dokonce i v malé hloubce v atmosféře Jovian je teplota a hustota poměrně vysoká [2] a nelze vyloučit možnost alespoň chemické evoluce , protože rychlost a pravděpodobnost chemických reakcí tomu nahrává. Existence vodně-uhlovodíkového života na Jupiteru je však také možná: v atmosférické vrstvě obsahující oblaka vodní páry jsou také velmi příznivé teplota a tlak. Carl Sagan spolu s E. E. Salpeterem, kteří provedli výpočty v rámci zákonů chemie a fyziky, popsali tři imaginární formy života , které mohou existovat v atmosféře Jupiteru [43] :

Sinkers jsou drobné organismy, které se velmi rychle rozmnožují a produkují velké množství potomků . To některým z nich umožňuje přežít v přítomnosti nebezpečných proudů konvektorů, které mohou zanést ponořovače do horkých spodních vrstev atmosféry;
Plovouci ( anglicky floater - „float“) jsou obří (velikosti pozemského města) organismy podobné balónům. Plovák pumpuje helium ze vzduchového vaku a opouští vodík, což mu umožňuje zůstat v horních vrstvách atmosféry. Může se živit organickými molekulami nebo je vyrábět sám, jako suchozemské rostliny;
Lovci ( anglicky hunter - "hunter") - dravé organismy, lovci pro plováky.

Vnitřní struktura

Chemické složení

Hojnost prvků ve vztahu k vodíku na Jupiteru a Slunci [44]

Živel	slunce	Jupiter/Slunce
On / H	0,0975	0,807±0,02
Ne /H	1,23⋅10 −4	0,10±0,01
Ar /H	3,62⋅10 −6	2,5±0,5
Kr /H	1,61⋅10 −9	2,7 ± 0,5
Xe /H	1,68⋅10 −10	2,6±0,5
C /H	3,62⋅10 −4	2,9±0,5
N /H	1,12⋅10 −4	3,6 ± 0,5 (8 barů) 3,2 ± 1,4 (9-12 barů)
O /H	8,51⋅10 −4	0,033 ± 0,015 (12 bar) 0,19-0,58 (19 bar)
P /H	3,73⋅10 −7	0,82
S /H	1,62⋅10 −5	2,5 ± 0,15

Chemické složení vnitřních vrstev Jupiteru nelze určit moderními pozorovacími metodami, ale množství prvků ve vnějších vrstvách atmosféry je známo s poměrně vysokou přesností, protože vnější vrstvy byly přímo studovány přistávacím modulem Galileo , který byl vypuštěn do atmosféra 7. prosince 1995 [45] . Dvě hlavní složky Jupiterovy atmosféry jsou molekulární vodík a helium [44] . Atmosféra také obsahuje mnoho jednoduchých sloučenin, jako je voda (H 2 O), metan (CH 4 ), sirovodík (H 2 S), čpavek (NH 3 ) a fosfin (PH 3 ) [44] . Jejich množství v hluboké troposféře (pod 10 barů) naznačuje, že atmosféra Jupiteru je bohatá na uhlík , dusík , síru a možná i kyslík , a to 2-4násobně vzhledem ke Slunci [44] .

Jiné chemické sloučeniny, arsin (AsH 3 ) a německý (GeH 4 ), jsou přítomny, ale v malých množstvích.

Koncentrace inertních plynů, argonu , kryptonu a xenonu , převyšuje jejich počet na Slunci (viz tabulka) a koncentrace neonu je zřetelně nižší. Existuje malé množství jednoduchých uhlovodíků - ethanu , acetylenu a diacetylenu - které vznikají vlivem slunečního ultrafialového záření a nabitých částic přicházejících z magnetosféry Jupiteru. Předpokládá se, že oxid uhličitý , oxid uhelnatý a voda v horních vrstvách atmosféry jsou způsobeny srážkami komet s atmosférou Jupiteru, jako je kometa Shoemaker-Levy 9 . Voda nemůže pocházet z troposféry, protože tropopauza , která působí jako chladící past, účinně brání vodě ve stoupání na úroveň stratosféry [44] .

Načervenalé barevné variace Jupiteru lze vysvětlit přítomností sloučenin fosforu ( červený fosfor [46] ), síry, uhlíku [47] a případně organických látek vznikajících při elektrických výbojích v atmosféře [46] . V experimentu (spíše triviálně) simulujícím spodní vrstvy atmosféry , který provedl Carl Sagan , byl nalezen 4- kruhový chrysen v médiu nahnědlých tholinů a polycyklické aromatické uhlovodíky se 4 nebo více benzenovými kruhy , méně často s u této směsi převládá menší počet kruhů [48] . Protože se barva může značně lišit, předpokládá se, že chemické složení atmosféry se také liší místo od místa. Existují například „suché“ a „mokré“ oblasti s různým obsahem vodní páry.

Struktura

V tuto chvíli získal největší uznání následující model vnitřní struktury Jupiteru:

Atmosféra. Je rozdělena do tří vrstev [47] :
1. vnější vrstva složená z vodíku ;
2. střední vrstva sestávající z vodíku (90 %) a helia (10 %);
3. spodní vrstva, sestávající z vodíku, helia a nečistot amoniaku , hydrosulfidu amonného a vody , tvoří tři vrstvy mraků [47] :
  1. nahoře - mraky zmrzlého čpavku (NH 3 ). Jeho teplota je asi −145 °C, tlak asi 1 atm [2] ;
  2. dole - oblaka krystalů hydrosulfidu amonného (NH 4 HS);
  3. na samém dně - vodní led a možná i kapalná voda je pravděpodobně míněna - ve formě drobných kapek . Tlak v této vrstvě je asi 1 atm, teplota asi −130 °C (143 K). Pod touto úrovní je planeta neprůhledná [47] .
Vrstva kovového vodíku . Teplota této vrstvy se pohybuje od 6300 do 21000 K a tlak od 200 do 4000 GPa.
Kamenné jádro.

Konstrukce tohoto modelu je založena na syntéze pozorovacích dat, aplikaci zákonů termodynamiky a extrapolaci laboratorních dat o látce pod vysokým tlakem a vysokou teplotou. Hlavní předpoklady, z nichž vychází, jsou:

Jupiter je v hydrodynamické rovnováze;
Jupiter je v termodynamické rovnováze.

Přidáme-li k těmto ustanovením zákony zachování hmoty a energie, dostaneme soustavu základních rovnic.

V rámci tohoto jednoduchého třívrstvého modelu neexistuje jasná hranice mezi hlavními vrstvami, nicméně oblasti fázových přechodů jsou také malé. Lze tedy předpokládat, že téměř všechny procesy jsou lokalizovány, a to umožňuje posuzovat každou vrstvu samostatně.

Atmosféra

Teplota v atmosféře stoupá nemonotonicky. V něm, stejně jako na Zemi, lze rozlišit exosféru, termosféru, stratosféru, tropopauzu, troposféru [50] . V nejvyšších vrstvách je teplota vysoká; jak se pohybujete hlouběji, tlak se zvyšuje a teplota klesá k tropopauze; počínaje tropopauzou se teplota i tlak zvyšují, jak člověk jde hlouběji. Na rozdíl od Země nemá Jupiter mezosféru a odpovídající mezopauzu [50] .

V termosféře Jupiteru se odehrává poměrně hodně zajímavých procesů : právě zde planeta ztrácí významnou část tepla zářením, vznikají zde polární záře , vzniká zde ionosféra . Za jeho horní mez je brána tlaková hladina 1 nbar. Pozorovaná teplota termosféry je 800-1000 K a tento faktický materiál není v současné době ještě vysvětlen v rámci moderních modelů, neboť teplota v nich by neměla být vyšší než cca 400 K [51] . Chlazení Jupitera je také netriviální proces: tříatomový vodíkový ion (H 3 + ), kromě Jupiteru, který se nachází pouze na Zemi, způsobuje silnou emisi ve střední infračervené části spektra na vlnových délkách mezi 3 a 5. um [51] [52] .

Podle přímých měření sestupovým vozidlem byla horní hladina neprůhledné oblačnosti charakterizována tlakem 1 atmosféry a teplotou −107 °C; v hloubce 146 km - 22 atmosfér, +153 °C [53] . Galileo také našel "teplá místa" podél rovníku. Zdá se, že v těchto místech je vrstva vnější oblačnosti tenká a lze vidět teplejší vnitřní oblasti.

Pod mraky se nachází vrstva o hloubce 7-25 tisíc km, ve které vodík postupně s rostoucím tlakem a teplotou (až 6000 °C) mění své skupenství z plynného na kapalné. Zjevně neexistuje žádná jasná hranice oddělující plynný vodík od kapalného vodíku [54] [55] . Může to vypadat podobně jako nepřetržitý var globálního vodíkového oceánu [23] .

Vrstva kovového vodíku

Kovový vodík se vyskytuje při vysokých tlacích (asi milion atmosfér) a vysokých teplotách, kdy kinetická energie elektronů převyšuje ionizační potenciál vodíku. V důsledku toho protony a elektrony v něm existují odděleně, takže kovový vodík je dobrým vodičem elektřiny [56] [57] . Odhadovaná tloušťka vrstvy kovového vodíku je 42-46 tisíc km [56] [58] .

Silné elektrické proudy vznikající v této vrstvě generují obří magnetické pole Jupitera [11] [23] . V roce 2008 Raymond Jeanlos z Kalifornské univerzity v Berkeley a Lars Stiksrud z University College London vytvořili model struktury Jupiteru a Saturnu, podle kterého se v jejich hlubinách nachází i kovové helium, které tvoří jakousi slitinu s kovem. vodík [59] [60] [61] [62] [63] .

Jádro

Pomocí naměřených momentů setrvačnosti planety lze odhadnout velikost a hmotnost jejího jádra. V současné době se předpokládá, že hmotnost jádra je 10 hmotností Země a velikost je 1,5 jeho průměru [12] [38] [64] .

Jupiter uvolňuje podstatně více energie, než přijímá od Slunce. Výzkumníci naznačují, že Jupiter má významnou rezervu tepelné energie, která se tvoří v procesu stlačování hmoty během formování planety [56] . Předchozí modely vnitřní struktury Jupiteru, snažící se vysvětlit přebytečnou energii uvolněnou planetou, počítaly s možností radioaktivního rozpadu v jejím nitru nebo uvolněním energie při stlačení planety vlivem gravitačních sil [56] .

Mezivrstvové procesy

Není možné lokalizovat všechny procesy v nezávislých vrstvách: je nutné vysvětlit nedostatek chemických prvků v atmosféře, přebytek záření atd.

Rozdíl v obsahu helia ve vnější a vnitřní vrstvě se vysvětluje tím, že helium kondenzuje v atmosféře a do hlubších oblastí se dostává ve formě kapiček. Tento jev připomíná zemský déšť, ale ne z vody, ale z helia.

Nedávno se ukázalo, že neon se může v těchto kapkách rozpouštět. To také vysvětluje nedostatek neonu [65] .

Planetární vědci z Kalifornské univerzity Mona Delitzky spolu s Kevinem Batesem tvrdí, že přeměna sazí na grafit a poté na diamant je velmi pravděpodobná na plynných obrech Saturn a Jupiter. Diamantové částice se stále zahřívají, když se přibližují k jádru planety. Roztaví se tak natolik, že se změní na kapky tekutého diamantu.

Atmosférické jevy a jevy

Pohyb atmosféry

Rychlost větru na Jupiteru může přesáhnout 600 km/h. Na rozdíl od Země, kde k cirkulaci atmosféry dochází v důsledku rozdílu slunečního ohřevu v rovníkové a polární oblasti, na Jupiteru je vliv slunečního záření na teplotní cirkulaci nevýznamný; hlavními hnacími silami jsou tepelné toky přicházející ze středu planety a energie uvolněná při rychlém pohybu Jupiteru kolem své osy [66] .

Na základě pozemských pozorování astronomové rozdělili pásy a zóny v atmosféře Jupiteru na rovníkové, tropické, mírné a polární. Zahřáté masy plynů stoupající z hlubin atmosféry v zónách pod vlivem významných Coriolisových sil na Jupiter se kreslí podél rovnoběžek planety a protilehlé okraje zón se pohybují k sobě. Na hranicích zón a pásem (oblasti sestupného toku) je silná turbulence [47] [66] . Na sever od rovníku jsou toky v zónách směřujících na sever odkloněny Coriolisovými silami na východ a proudy směřujícími na jih - na západ. Na jižní polokouli - respektive naopak [66] . Pasáty mají podobnou strukturu na Zemi .

Pruhy

Charakteristickým znakem vnějšího vzhledu Jupiteru jsou jeho pruhy. Existuje řada verzí vysvětlujících jejich původ. Takže podle jedné verze pruhy vznikly v důsledku fenoménu konvekce v atmosféře obří planety - kvůli zahřívání a v důsledku toho zvedání některých vrstev a ochlazování a snižování jiných dolů. Na jaře 2010 [67] , vědci předložili hypotézu, podle níž pásy na Jupiteru vznikly v důsledku vlivu jeho satelitů [67] [68] . Předpokládá se, že vlivem přitažlivosti satelitů k Jupiteru vznikly zvláštní „pilíře“ hmoty, které rotací vytvářely pruhy [67] [68] .

Konvektivní proudy, které přenášejí vnitřní teplo na povrch, se navenek objevují ve formě světlých zón a tmavých pásů. V oblasti světelných zón je zvýšený tlak odpovídající vzestupným tokům. Mraky tvořící zóny se nacházejí ve vyšší úrovni (asi 20 km) a jejich světlá barva je zřejmě způsobena zvýšenou koncentrací jasně bílých krystalů čpavku . Předpokládá se, že tmavé pásové mraky níže jsou červenohnědé krystaly hydrosulfidu amonného a mají vyšší teplotu. Tyto struktury představují downstream oblasti. Zóny a pásy mají různou rychlost pohybu ve směru rotace Jupiteru. Doba otáčení se mění o několik minut v závislosti na zeměpisné šířce [12] . To vede k existenci stabilních zonálních proudů nebo větrů neustále vanoucích paralelně s rovníkem v jednom směru. Rychlosti v tomto globálním systému dosahují od 50 do 150 m/s a výše [66] . Na hranicích pásů a zón je pozorována silná turbulence , která vede ke vzniku četných vírových struktur [66] [69] . Nejznámějším takovým útvarem je Velká rudá skvrna pozorovaná na povrchu Jupiteru za posledních 300 let.

Po svém vzniku vír zvedá zahřáté masy plynu s párami malých složek na povrch mraků. Vzniklé krystaly čpavkového sněhu, roztoky a sloučeniny čpavku ve formě sněhu a kapek, běžného vodního sněhu a ledu postupně klesají v atmosféře, až dosáhnou úrovní, při kterých je teplota dostatečně vysoká, a vypaří se. Poté se látka v plynném stavu opět vrací do vrstvy oblačnosti [66] .

V létě 2007 zaznamenal Hubbleův teleskop dramatické změny v atmosféře Jupiteru. Oddělené zóny v atmosféře na sever a na jih od rovníku se změnily na pásy a pásy na zóny. Měnily se přitom nejen formy atmosférických útvarů, ale i jejich barva [70] .

9. května 2010 amatérský astronom Anthony Wesley ( ing. Anthony Wesley , také viz níže) zjistil, že z povrchu planety náhle zmizel jeden z nejviditelnějších a nejstabilnějších útvarů v čase, jižní rovníkový pás. Právě v zeměpisné šířce jižního rovníkového pásu se nachází jím „omytá“ Velká rudá skvrna. Za důvod náhlého zmizení jižního rovníkového pásu Jupitera je považován výskyt vrstvy světlejší oblačnosti nad ním, pod níž se skrývá pás tmavých mraků [71] . Podle studií provedených Hubbleovým teleskopem došlo k závěru, že pás nezmizel úplně, ale byl jednoduše ukryt pod vrstvou mraků sestávající z amoniaku [72] .

Umístění pásem, jejich šířky, rychlosti rotace, turbulence a jas se periodicky mění [73] [74] [75] [76] . Každá kapela vyvíjí svůj vlastní cyklus s periodou cca 3-6 let. Existují také globální výkyvy s periodou 11-13 let. Numerický experiment [77] dává důvod považovat tuto variabilitu za podobnou jevu indexového cyklu pozorovaného na Zemi [78] .

Velká rudá skvrna

Velká rudá skvrna je oválný útvar různé velikosti nacházející se v jižní tropické zóně. Byl objeven Robertem Hookem v roce 1664 [25] . V současnosti má rozměry 15 × 30 tisíc km (průměr Země je ~ 12,7 tisíc km) a před 100 lety pozorovatelé zaznamenali 2x větší rozměry. Někdy to není moc dobře vidět. Velká rudá skvrna je unikátní dlouhověký obří hurikán [66] , ve kterém se hmota otáčí proti směru hodinových ručiček a za 6 pozemských dnů udělá úplnou revoluci.

Díky studiím provedeným na konci roku 2000 sondou Cassini bylo zjištěno, že Velká rudá skvrna je spojena se sestupnými proudy (vertikální cirkulace atmosférických hmot); je zde vyšší oblačnost a nižší teplota než v jiných oblastech. Barva mraků závisí na výšce: modré struktury jsou nejvyšší, hnědé leží pod nimi, pak bílé. Červené struktury jsou nejnižší [12] . Rychlost rotace Velké rudé skvrny je 360 km/h [2] . Její průměrná teplota je −163 °C a mezi okrajovou a centrální částí skvrny je teplotní rozdíl v řádu 3-4 stupňů [79] [80] . Tento rozdíl má být zodpovědný za to, že se atmosférické plyny ve středu skvrny otáčejí ve směru hodinových ručiček, zatímco na okrajích se otáčejí proti směru hodinových ručiček [79] [80] . Byl také předložen předpoklad o vztahu mezi teplotou, tlakem, pohybem a barvou červené skvrny, i když je pro vědce stále obtížné přesně říci, jak se to provádí [80] .

Na Jupiteru jsou čas od času pozorovány srážky velkých cyklonálních systémů. Jedna z nich se vyskytla v roce 1975 a způsobila, že červená barva skvrny na několik let vybledla. Koncem února 2002 začala Velká rudá skvrna zpomalovat další obří vír - Bílý ovál a srážka pokračovala celý měsíc [81] . Nezpůsobilo však vážné poškození obou vírů, jak se to stalo podél tečny [82] .

Červená barva Velké červené skvrny je záhadou. Jedním z možných důvodů mohou být chemické sloučeniny obsahující fosfor [38] . Barvám a mechanismům, které tvoří vzhled celé atmosféry Jovian, je stále špatně rozumět a lze je vysvětlit pouze přímým měřením jejích parametrů.

V roce 1938 byl zaznamenán vznik a vývoj tří velkých bílých oválů poblíž 30° jižní šířky. Tento proces byl doprovázen současným vytvořením několika dalších malých bílých oválů - vírů. To potvrzuje, že Velká rudá skvrna je nejsilnější z Jupiterových vírů. Historické záznamy neodhalují tak dlouhověké systémy ve středních severních šířkách planety. Velké tmavé ovály byly pozorovány v blízkosti 15° severní šířky, ale zřejmě nezbytné podmínky pro vznik vírů a jejich následnou přeměnu ve stabilní systémy podobné Rudé skvrně existují pouze na jižní polokouli [81] .

Malá červená skvrna

Pokud jde o tři výše uvedené bílé oválné víry, dva z nich se v roce 1998 spojily a v roce 2000 se spojil nový vír se zbývajícím třetím oválem [83] . Koncem roku 2005 začal vír (Oval BA, anglicky Oval BC ) měnit svou barvu, až nakonec získal červenou barvu, pro kterou dostal nový název - Malá červená skvrna [83] . V červenci 2006 se Malá rudá skvrna dostala do kontaktu se svým starším „bratrem“ – Velkou červenou skvrnou. Na oba víry to však nemělo žádný významný vliv - ke srážce došlo podél tečny [83] [84] . Kolize byla předpovězena v první polovině roku 2006 [84] [85] .

Blesk

Ve středu víru je tlak vyšší než v okolí a samotné hurikány jsou obklopeny poruchami nízkého tlaku. Podle fotografií pořízených kosmickými sondami Voyager 1 a Voyager 2 bylo zjištěno, že ve středu takových vírů jsou pozorovány blesky o kolosální velikosti dlouhé tisíce kilometrů [66] . Síla blesku je o tři řády vyšší než u země [86] .

Horké satelitní stíny

Další nepochopitelný jev lze nazvat „horké stíny“. Podle rádiových měření provedených v 60. letech 20. století v místech, kde na Jupiter dopadají stíny z jeho satelitů, teplota znatelně stoupá a neklesá, jak by se dalo očekávat [87] .

Magnetické pole a magnetosféra

První známkou jakéhokoli magnetického pole je radiové a rentgenové záření. Strukturu magnetického pole lze posuzovat pomocí modelů probíhajících procesů. Zjistilo se tedy, že magnetické pole Jupiteru má nejen dipólovou složku, ale i kvadrupól, oktopól a další harmonické vyšších řádů. Předpokládá se, že magnetické pole je vytvářeno dynamem, podobně jako u země. Ale na rozdíl od Země je vodičem proudů na Jupiteru vrstva kovového vodíku [88] .

Osa magnetického pole je téměř jako na Zemi skloněna k ose rotace o 10,2 ± 0,6°, avšak na rozdíl od Země se v současnosti severní magnetický pól nachází poblíž severního geografického a jižní magnetický pól se nachází hned vedle jižního geografického [89] . Síla pole na úrovni viditelného povrchu mraků je 14 Oe na severním pólu a 10,7 Oe na jižním. Jeho polarita je opačná než polarita zemského magnetického pole [12] [90] .

Tvar Jupiterova magnetického pole je silně zploštělý a připomíná disk (na rozdíl od kapkovitého pole Země). Odstředivá síla působící na rotující plazma na jedné straně a tepelný tlak horkého plazmatu na straně druhé roztahují siločáry a vytvářejí ve vzdálenosti 20 R J strukturu připomínající tenkou placku, rovněž známý jako magnetodisk. Má jemnou proudovou strukturu blízko magnetického rovníku [91] .

Kolem Jupiteru, stejně jako kolem většiny planet sluneční soustavy, se nachází magnetosféra – oblast, ve které je chování nabitých částic, plazmatu, určováno magnetickým polem. Pro Jupiter jsou zdrojem takových částic sluneční vítr a jeho satelit Io. Sopečný popel vyvržený vulkány Io je ionizován slunečním ultrafialovým zářením. Takto vznikají ionty síry a kyslíku: S + , O + , S 2+ a O 2+ . Tyto částice opouštějí atmosféru satelitu, ale zůstávají na oběžné dráze kolem ní a vytvářejí torus. Tento torus objevila sonda Voyager 1, leží v rovině Jupiterova rovníku a má poloměr 1 RJ v příčném řezu a poloměr od středu (v tomto případě od středu Jupiteru) k tvořící přímce povrchu z 5,9 RJ [92] . Je to on, kdo určuje dynamiku Jupiterovy magnetosféry.

Přicházející sluneční vítr je vyvážen tlakem magnetického pole ve vzdálenosti 50-100 poloměrů planety, bez vlivu Io by tato vzdálenost nebyla větší než 42 R J . Na noční straně sahá za dráhu Saturnu [54] , dosahuje délky 650 milionů km i více [2] [25] [93] . Elektrony urychlené v magnetosféře Jupiteru dosáhnou Zemi. Pokud by byla magnetosféra Jupiteru vidět z povrchu Země, pak by její úhlové rozměry přesáhly rozměry Měsíce [90] .

Radiační pásy

Jupiter má silné radiační pásy [94] . Když se Galileo přiblížil k Jupiteru, dostal dávku záření 25krát vyšší, než je smrtelná dávka pro člověka. Rádiová emise z Jupiterova radiačního pásu byla poprvé objevena v roce 1955. Rádiové vyzařování má synchrotronový charakter. Elektrony v radiačních pásech mají obrovskou energii asi 20 MeV [95] , zatímco sonda Cassini zjistila, že hustota elektronů v radiačních pásech Jupitera je nižší, než se očekávalo. Proudění elektronů v radiačních pásech Jupiteru může pro kosmické lodě představovat vážné nebezpečí kvůli vysokému riziku poškození zařízení radiací [94] . Obecně platí, že rádiové vyzařování Jupiteru není přísně jednotné a konstantní, a to jak v čase, tak ve frekvenci. Průměrná frekvence takového záření je podle výzkumných údajů asi 20 MHz a celý frekvenční rozsah je od 5-10 do 39,5 MHz [96] .

Jupiter je obklopen ionosférou o délce 3000 km.

Auroras

Jupiter ukazuje jasné, stálé polární záře kolem obou pólů. Na rozdíl od těch na Zemi, které se objevují v obdobích zvýšené sluneční aktivity, jsou Jupiterovy polární záře konstantní, i když jejich intenzita se den ode dne mění. Skládají se ze tří hlavních složek: hlavní a nejjasnější oblast je relativně malá (šířka menší než 1000 km), nachází se přibližně 16° od magnetických pólů [97] ; horké skvrny jsou stopy magnetických siločar spojujících ionosféry satelitů s ionosférou Jupiteru a oblasti krátkodobých emisí, které se nacházejí uvnitř hlavního prstence. Emise polární záře byly detekovány téměř ve všech částech elektromagnetického spektra od rádiových vln po rentgenové záření (až 3 keV), ale nejjasnější jsou ve středním infračerveném rozsahu (vlnová délka 3-4 µm a 7-14 µm) a hluboká ultrafialová oblast spektra (vlny délky 80-180 nm).

Poloha hlavních polárních prstenců je stabilní, stejně jako jejich tvar. Jejich záření je však silně modulováno tlakem slunečního větru – čím silnější vítr, tím slabší polární záře. Stabilita polární záře je udržována velkým přílivem elektronů urychlených v důsledku rozdílu potenciálů mezi ionosférou a magnetodiskem [98] . Tyto elektrony generují proud, který udržuje rotační synchronismus v magnetodisku. Energie těchto elektronů je 10-100 keV; pronikají hluboko do atmosféry, ionizují a excitují molekulární vodík, což způsobuje ultrafialové záření. Navíc zahřívají ionosféru, což vysvětluje silné infračervené záření polárních září a částečně zahřívání termosféry [97] .

Horká místa jsou spojena se třemi galileovskými měsíci: Io, Europa a Ganymede. Vznikají díky tomu, že rotující plazma se v blízkosti satelitů zpomaluje. Nejjasnější skvrny patří Io, protože tato družice je hlavním dodavatelem plazmy, skvrny Evropy a Ganymedu jsou mnohem slabší. Předpokládá se, že světlé skvrny uvnitř hlavních prstenců, které se čas od času objevují, souvisí s interakcí magnetosféry a slunečního větru [97] .

V roce 2016 vědci zaznamenali nejjasnější polární záři na Jupiteru za celou dobu pozorování [99] .

Velká rentgenová skvrna

V prosinci 2000 objevil dalekohled Chandra Orbiting Telescope zdroj pulsujícího rentgenového záření na pólech Jupitera (hlavně na severním pólu) , nazvaný Velká rentgenová skvrna . Důvody tohoto záření jsou stále záhadou [86] [100] .

Modely formování a evoluce

Významným příspěvkem k našemu chápání vzniku a vývoje hvězd je pozorování exoplanet. Takže s jejich pomocí byly vytvořeny rysy společné všem planetám, jako je Jupiter:

Vznikají ještě před rozptylem protoplanetárního disku .
Při tvorbě hraje významnou roli akrece .
Obohacení těžkými chemickými prvky díky planetesimálům .

Existují dvě hlavní hypotézy vysvětlující procesy vzniku a formování Jupitera.

Relativní podobnost chemického složení Jupiteru a Slunce (velký podíl vodíku a hélia) se podle první hypotézy, zvané „kontrakce“ vysvětluje tím, že při formování planet v raných fázích r. vývojem Sluneční soustavy se v plynovém a prachovém disku vytvořily masivní „shluky“, které daly vzniknout planetám, tedy Slunce a planety vznikly podobným způsobem [101] . Pravda, tato hypotéza stále nevysvětluje existující rozdíly v chemickém složení planet: Saturn například obsahuje více těžkých chemických prvků než Jupiter a ten je zase větší než Slunce [101] . Terestrické planety se obecně svým chemickým složením výrazně liší od obřích planet.

Druhá hypotéza („akreční“ hypotéza) uvádí, že proces formování Jupitera i Saturnu probíhal ve dvou fázích. Nejprve po několik desítek milionů let [101] probíhal proces tvorby pevných hustých těles, podobných planetám pozemské skupiny. Pak začala druhá etapa, kdy po několik set tisíc let trval proces akrece plynu z primárního protoplanetárního oblaku na tato tělesa, která v té době dosáhla hmotnosti několika hmotností Země.

Již v první fázi se část plynu rozptýlila z oblasti Jupiteru a Saturnu, což vedlo k určitým rozdílům v chemickém složení těchto planet a Slunce. Ve druhé fázi dosáhla teplota vnějších vrstev Jupiteru a Saturnu 5000 °C a 2000 °C [101] . Na druhou stranu Uran a Neptun dosáhly kritické hmotnosti nutné pro začátek akrece mnohem později, což ovlivnilo jak jejich hmotnosti, tak chemické složení [101] .

V roce 2004 Katarina Lodders z Washingtonské univerzity v St. Louis vyslovila hypotézu, že jádro Jupiteru sestává převážně z jakési organické hmoty s adhezivními schopnostmi, což zase do značné míry ovlivnilo zachycení hmoty z okolí jádrem. prostor. Výsledné jádro z dehtového kamene "zachytilo" plyn ze sluneční mlhoviny svou gravitační silou a vytvořilo dnešní Jupiter [58] [102] . Tato myšlenka zapadá do druhé hypotézy o původu Jupitera akrecí.

Podle Niceského modelu se Jupiter zpočátku otáčel kolem Slunce po téměř kruhové dráze ve vzdálenosti ≈ 5,5 astronomických jednotek. Později se Jupiter přiblížil ke Slunci a oběžné dráhy Uranu, Neptunu a Saturnu se postupně posunuly směrem ven [103] [104] [105] . Počítačové simulace zahrnující Jupiterovy trojské asteroidy a asteroidy rodiny Hilda ukázaly, že Jupiter vznikl v 18 AU. ze Slunce [106] [107] .

Budoucnost Jupiteru a jeho měsíců

Je známo, že Slunce v důsledku postupného vyčerpávání svého termonukleárního paliva zvyšuje svou svítivost asi o 11 % každých 1,1 miliardy let [108] a v důsledku toho se jeho cirkumstelární obyvatelná zóna posune za moderní oběžnou dráhu Země. dokud nedosáhne Jupiterovy soustavy. Zvýšení jasu Slunce během tohoto období zahřeje satelity Jupiteru, což umožní uvolnění kapalné vody na jejich povrch [109] , a tím vytvoří podmínky pro udržení života. Za 7,59 miliardy let se ze Slunce stane červený obr [110] . Model ukazuje, že vzdálenost mezi Sluncem a plynným obrem se zmenší ze 765 na 500 milionů km. Za takových podmínek se Jupiter přesune do nové třídy planet nazývaných „ horké Jupitery “ [111] . Teplota na jeho povrchu dosáhne 1000 K [112] , což způsobí tmavě červenou záři planety [112] . Satelity se stanou nevhodnými pro podporu života a budou vyprahlými horkými pouštěmi.

Měsíce a prsteny

Od července 2021 má Jupiter 80 známých měsíců [3] [4] — druhá největší planeta ve Sluneční soustavě [113] po Saturnu [114] . Podle odhadů zde může být nejméně sto satelitů [57] . Satelitům jsou dána především jména různých mýtických postav, tak či onak spojených s Zeusem-Jupiterem [115] . Satelity jsou rozděleny do dvou velkých skupin – interní (8 satelitů, galileovské a negalilejské interní satelity) a externí (71 satelitů, také rozdělených do dvou skupin) – celkem tedy získáme 4 „variety“ [116] . Čtyři největší satelity – Io , Europa , Ganymede a Callisto – objevil již v roce 1610 Galileo Galilei [12] [117] [118] . Objev Jupiterových satelitů posloužil jako první vážný faktický argument ve prospěch koperníkovského heliocentrického systému [116] [119] .

Evropa

Největší zájem je o Evropu , která má globální oceán, ve kterém není vyloučena přítomnost života. Speciální studie prokázaly, že oceán sahá do hloubky 90 km, jeho objem převyšuje objem světového oceánu Země [120] . Povrch Europy je posetý poruchami a prasklinami, které vznikly v ledovém obalu satelitu [120] . Bylo navrženo, že zdrojem tepla pro Evropu je samotný oceán, a nikoli jádro satelitu. Existence podledového oceánu se předpokládá i na Callisto a Ganymedu [81] . Na základě předpokladu, že kyslík mohl proniknout do subglaciálního oceánu za 1-2 miliardy let, vědci teoreticky předpokládají existenci života na satelitu [121] [122] . Obsah kyslíku v oceánech Evropy je dostatečný k tomu, aby podporoval existenci nejen jednobuněčných forem života, ale i větších [123] . Tento satelit se řadí na druhé místo z hlediska možnosti života po Enceladu [124] .

Io

Io je zajímavé přítomností silných aktivních sopek; povrch družice je zaplaven produkty vulkanické činnosti [125] [126] . Fotografie pořízené vesmírnými sondami ukazují, že povrch Io je jasně žlutý se skvrnami hnědé, červené a tmavě žluté. Tyto skvrny jsou produktem vulkanických erupcí Io , sestávajících převážně ze síry a jejích sloučenin; barva erupcí závisí na jejich teplotě [126] .

Ganymede

Ganymed je největší satelit nejen Jupiteru, ale obecně ve sluneční soustavě mezi všemi satelity planet [57] . Ganymede a Callisto jsou pokryty četnými krátery, na Callisto je mnoho z nich obklopeno trhlinami [57] .

Callisto

Callisto je také myšlenka mít oceán pod povrchem měsíce ; to je nepřímo indikováno magnetickým polem Callisto, které může být generováno přítomností elektrických proudů ve slané vodě uvnitř satelitu. Ve prospěch této hypotézy je i fakt, že magnetické pole Callisto se mění v závislosti na jeho orientaci k magnetickému poli Jupiteru, to znamená, že pod povrchem tohoto satelitu je vysoce vodivá kapalina [127] [128] .

Vlastnosti Galileových satelitů

Všechny velké satelity Jupiteru rotují synchronně a vždy jsou obráceny k Jupiteru stejnou stranou kvůli vlivu mocných slapových sil obří planety. Ve stejnou dobu jsou Ganymede, Europa a Io ve vzájemné orbitální rezonanci 4:2:1 [26] [57] . Mezi satelity Jupiteru navíc existuje vzorec: čím dále je satelit od planety, tím nižší je jeho hustota (Io má 3,53 g/cm³, Evropa má 2,99 g/cm³, Ganymede má 1,94 g/cm³, Callisto má 1,83 g/cm³) [129] . Záleží na množství vody na satelitu: na Io prakticky chybí, na Evropě - 8 %, na Ganymedu a Callisto - až polovina jejich hmotnosti [129] [130] .

Malé satelity

Zbytek satelitů je mnohem menší a jde o nepravidelně tvarovaná ledová nebo kamenitá tělesa. Jsou mezi nimi i ti, kteří se otáčejí opačným směrem. Z malých satelitů Jupiteru je pro vědce značný zájem Amalthea : předpokládá se, že uvnitř ní existuje systém dutin, který vznikl v důsledku katastrofy, která se odehrála v dávné minulosti - kvůli bombardování meteority, Amalthea se rozpadly na části, které se pak vlivem vzájemné gravitace opět spojily, ale nikdy se nestaly jediným monolitickým tělesem [131] .

Metis a Adrastea jsou nejbližší měsíce Jupiteru s průměry přibližně 40 a 20 km. Pohybují se podél okraje Jupiterova hlavního prstence po oběžné dráze o poloměru 128 tisíc km, oběhnou kolem Jupiteru za 7 hodin a jsou nejrychlejšími satelity Jupiteru [132] .

Celkový průměr celého satelitního systému Jupiteru je 24 milionů km [116] . Navíc se předpokládá, že Jupiter měl v minulosti ještě více satelitů, ale některé z nich dopadly na planetu pod vlivem její silné gravitace [117] .

Satelity se zpětnou rotací

Jupiterovy satelity, jejichž jména končí na "e" - Karma , Sinop , Ananke , Pasiphe a další (viz skupina Ananke , skupina Karme , skupina Pasiphe ) - obíhají kolem planety v opačném směru ( retrográdní pohyb ) a podle vědců netvořili spolu s Jupiterem, ale byli jím zajati později. Neptunův satelit Triton [133] má podobnou vlastnost .

Dočasné měsíce

Některé komety jsou dočasné měsíce Jupitera. Tedy konkrétně kometa Kushida-Muramatsu byla satelitem Jupitera v období 1949 až 1962, během nichž provedla dvě otáčky kolem planety [134] [135] [136] . Kromě tohoto objektu jsou známy minimálně 4 dočasné měsíce obří planety [134] .

Prsteny

Jupiter má slabé prstence , které byly objeveny během tranzitu Jupiteru sondou Voyager 1 v roce 1979 [137] . Přítomnost prstenců předpokládal již v roce 1960 sovětský astronom Sergej Vsekhsvjatskij [69] [138] [139] : na základě studia vzdálených bodů oběžných drah některých komet Vsekhsvjatskij dospěl k závěru, že tyto komety mohou pocházet z prstence. Jupitera a navrhli, že prstenec vznikl v důsledku vulkanických aktivit Jupiterových satelitů (sopky na Io byly objeveny o dvě desetiletí později) [140] :157 .

Prstence jsou opticky tenké, jejich optická tloušťka je ~10 −6 a albedo částice je pouze 1,5 %. Stále je však možné je pozorovat: ve fázových úhlech blízkých 180 stupňům (při pohledu „proti světlu“) se jas prstenců zvýší asi 100krát a temná noční strana Jupiteru neopouští žádné světlo. K dispozici jsou celkem tři prsteny: jeden hlavní, "pavouk" a svatozář.

Hlavní prstenec sahá od 122 500 do 129 230 km od středu Jupiteru. Uvnitř přechází hlavní prstenec do toroidního halo a vně se dotýká arachnoidu. Pozorovaný dopředný rozptyl záření v optické oblasti je charakteristický pro prachové částice o velikosti mikronů. Prach v okolí Jupiteru je však vystaven silným negravitačním poruchám, z toho důvodu je životnost prachových částic 10 3 ± 1 rok. To znamená, že musí existovat zdroj těchto prachových částic. Pro roli takových zdrojů jsou vhodné dva malé satelity ležící uvnitř hlavního prstence, Metis a Adrastea . Srážkou s meteoroidy vzniká roj mikročástic, který se následně šíří na oběžné dráze kolem Jupiteru. Pozorování Gossamerova prstence odhalila dva samostatné pásy hmoty pocházející z oběžných drah Théb a Amalthea . Struktura těchto pásů připomíná strukturu prachových komplexů zvěrokruhu [37] .

Trojské asteroidy

Trojské asteroidy jsou skupinou asteroidů nacházejících se v oblasti Lagrangeových bodů L 4 a L 5 Jupitera. Asteroidy jsou v rezonanci 1:1 s Jupiterem a pohybují se společně s Jupiterem na oběžné dráze kolem Slunce [141] . Současně existuje tradice nazývat objekty umístěné v blízkosti bodu L 4 jmény řeckých hrdinů a poblíž L 5 - jmény Trojanů. Celkem bylo k červnu 2010 objeveno 1583 takových objektů [142] .

Existují dvě teorie vysvětlující původ Trojanů. První tvrdí, že vznikly v konečné fázi formování Jupitera (uvažuje se o akreční variantě). Spolu s hmotou byly zachyceny planetosimaly , na kterých také probíhala akrece, a protože mechanismus byl účinný, polovina z nich skončila v gravitační pasti. Nedostatky této teorie jsou v tom, že počet objektů, které takto vznikly, je o čtyři řády větší než ten pozorovaný a mají mnohem větší sklon dráhy [143] .

Druhá teorie je dynamická. 300-500 milionů let po vzniku sluneční soustavy prošly Jupiter a Saturn rezonancí 1:2. To vedlo k restrukturalizaci drah: Neptun, Pluto a Saturn zvětšily poloměr oběžné dráhy a Jupiter se zmenšil. To ovlivnilo gravitační stabilitu Kuiperova pásu a některé asteroidy, které ho obývaly, se přesunuly na oběžnou dráhu Jupitera. Zároveň byly zničeny všechny původní trojské koně, pokud vůbec nějaké byly [144] .

Další osud Trojanů není znám. Série slabých rezonancí Jupiteru a Saturnu způsobí, že se budou pohybovat chaoticky, ale jaká bude tato síla chaotického pohybu a zda budou vyhozeni ze své současné oběžné dráhy, těžko říci. Vzájemné kolize navíc pomalu, ale jistě snižují počet trojských koní. Některé fragmenty se mohou stát satelity a některé komety [145] .

Srážky nebeských těles s Jupiterem

Kometa Shoemaker-Levy

V červenci 1992 se k Jupiteru přiblížila kometa . Prošla ve vzdálenosti asi 15 tisíc kilometrů od horní hranice mraků a silný gravitační účinek obří planety roztrhal její jádro na 21 velkých částí o průměru až 2 km. Tento roj komet objevili na observatoři Mount Palomar Carolyn a Eugene Shoemakerovi a amatérský astronom David Levy. V roce 1994, při dalším přiblížení k Jupiteru, se všechny úlomky komety zřítily do atmosféry planety [2] obrovskou rychlostí – asi 64 kilometrů za sekundu. Toto grandiózní kosmické kataklyzma bylo pozorováno jak ze Země, tak pomocí vesmírných prostředků, zejména pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu , družice IUE a meziplanetární vesmírné stanice Galileo . Pád jader byl doprovázen výbuchy záření v širokém spektrálním rozsahu, generováním plynových emisí a vytvářením dlouhotrvajících vírů, změnou radiačních pásů Jupitera a výskytem polárních září a poklesem jasnosti Ioův plazmatický torus v extrémním ultrafialovém rozsahu [147] .

Jiné pády

Výše zmíněný amatérský astronom Anthony Wesley objevil 19. července 2009 tmavou skvrnu poblíž jižního pólu Jupiteru. Toto zjištění bylo následně potvrzeno na Keck Observatory na Havaji [148] [149] . Analýza získaných dat ukázala, že nejpravděpodobnějším tělesem, které spadlo do atmosféry Jupiteru, byl kamenný asteroid [150] .

Dne 3. června 2010 ve 20:31 UTC dva nezávislí pozorovatelé - Anthony Wesley ( angl. Anthony Wesley , Austrálie) a Christopher Go ( eng. Christopher Go , Filipíny) - natočili záblesk nad atmosférou Jupiteru, který s největší pravděpodobností , je pád nového , dříve neznámého tělesa na Jupiter. Den po této události nebyly v atmosféře Jupiteru nalezeny žádné nové tmavé skvrny. Okamžitě byla provedena pozorování na největších přístrojích Havajských ostrovů (Gemini, Keck a IRTF) a plánují se pozorování na Hubbleově vesmírném dalekohledu [151] [152] [153] [154] [155] [156] [157] . Dne 16. června 2010 zveřejnila NASA tiskovou zprávu, v níž uvádí, že snímky pořízené Hubbleovým vesmírným dalekohledem 7. června 2010 (4 dny po zjištění ohniska) nevykazují známky pádu do horních vrstev atmosféry Jupiteru [158] .

20. srpna 2010 v 18:21:56 UTC došlo nad Jupiterovou oblačností k výronu, který na videu, které pořídil japonský amatérský astronom Masayuki Tachikawa z prefektury Kumamoto , zachytil . Den po oznámení této události bylo nalezeno potvrzení od nezávislého pozorovatele Aoki Kazuo (Aoki Kazuo) - amatérského astronoma z Tokia. Pravděpodobně by mohlo jít o pád asteroidu nebo komety do atmosféry obří planety [159] [160] [161] [162] [163] .

Dne 17. března 2016 pořídil amatérský astronom Gerrit Kernbauer pomocí 20cm dalekohledu snímky srážky Jupitera s vesmírným objektem (pravděpodobně kometou). Podle astronomů došlo v důsledku srážky ke kolosálnímu uvolnění energie rovnající se 12,5 megatun TNT [164] .

13. září 2021 zaznamenali amatérští astronomové okamžik, kdy se Jupiter srazil s neznámým objektem. Při pozorování průchodu stínu jeho satelitu Io na povrchu planety spatřili pozorovatelé jasný záblesk. Vyfotit se podařilo astronomům Haraldu Paleskemu z Německa, Brazilci José Luisovi Pereirovi a Francouzovi J. P. Arnouldovi. Neznámým objektem mohl být asteroid o velikosti asi sto metrů nebo malé kometární jádro [165] .

Název a historie studia

Ve starověkých kulturách

V mezopotámské kultuře se planeta nazývala Mulu-babbar [166] / Mulubabbar [167] ( Shum . MUL 2 .BABBAR , Akkad. kakkabu peṣû ), tedy „bílá hvězda“ [166] . Babyloňané nejprve vyvinuli teorii k vysvětlení zdánlivého pohybu Jupitera [168] a spojili planetu s bohem Mardukem [169] . Existují odkazy na jméno Bel [170] .

Řekové ji nazývali Φαέθων [171] ( Phaeton ) – „zářící, zářivý“ [172] , stejně jako Διὸς ὁ ἀστήρ – „ Diova hvězda “ [173] [174] [175] .

Gigin (v překladu AI Ruban) ji nazývá hvězdou Jupitera a Fainona [176] . Římané tuto planetu pojmenovali po svém bohu Jupiterovi [12] .

Podrobný popis dvanáctiletého cyklu Jupiterova pohybu podali čínští astronomové, kteří planetu nazvali Sui-xing („Hvězda roku“) [177] .

Inkové nazývali Jupiter Quechua Pirwa - "stodola, skladiště" [178] , což může naznačovat pozorování galilejských satelitů Inky (srov . Quechua Qullqa " Plejády ", lit. "sklad").

17. století: Galileo, Cassini, Römer

Na začátku 17. století studoval Galileo Galilei Jupiter pomocí dalekohledu, který vynalezl a objevil čtyři největší satelity planety. V 60. letech 17. století pozoroval Giovanni Cassini skvrny a pruhy na „povrchu“ obra. V roce 1671 dánský astronom Ole Römer při pozorování zatmění Jupiterových měsíců zjistil, že skutečná poloha satelitů neodpovídá vypočteným parametrům a velikost odchylky závisí na vzdálenosti k Zemi. Na základě těchto pozorování dospěl Römer k závěru, že rychlost světla je konečná a stanovil její hodnotu na 215 000 km/s [179] (současná hodnota je 299 792,458 km/s) [180] .

Moderní pozorování

Od druhé poloviny 20. století se aktivně provádějí studie Jupiteru jak pomocí pozemních dalekohledů (včetně radioteleskopů) [181] [182] , tak pomocí kosmických lodí - Hubbleova teleskopu a řady sond [12] [183] .

Průzkum kosmickou lodí

Kosmické sondy

Kosmická loď " Pioneer-10 ", 20. prosince 1971
Kosmická loď Voyager 1 , 1. září 1979
Kosmická loď " Galileo ", 3. srpna 1989
Kosmická loď " Ulysses ", start - 6. října 1990
Kosmická loď Cassini , 18. prosince 1997
KA " New Horizons ", 4. listopadu 2005

Jupiter byl studován výhradně kosmickou lodí americké NASA . Koncem 80. let – začátkem 90. let. projekt sovětského AMS „ Ciolkovskij “ byl vyvinut pro studium Slunce a Jupitera, jehož spuštění bylo plánováno v 90. letech 20. století, ale kvůli rozpadu SSSR nebyl realizován .

V letech 1973 a 1974 prošly Pioneer-10 a Pioneer-11 kolem Jupiteru [ 12] ve vzdálenosti (od mraků) 132 000 km, respektive 43 000 km. Přístroje přenesly několik stovek snímků (nízké rozlišení) planety a Galileových satelitů, poprvé změřily hlavní parametry Jupiterova magnetického pole a magnetosféry, zpřesnila se hmotnost a rozměry Jupiterova měsíce Io [12] [81] . Během průletu sondy Pioneer-10 kolem Jupiteru pomocí na ní instalovaného zařízení bylo také zjištěno, že množství energie vyzařované Jupiterem do vesmíru převyšuje množství energie, kterou dostává od Slunce [12 ] .

V roce 1979 proletěly kolem Jupitera Voyagery [54] (ve vzdálenosti 207 000 km a 570 000 km). Poprvé byly získány snímky planety a jejích satelitů ve vysokém rozlišení (celkem bylo přeneseno asi 33 tisíc fotografií), byly objeveny Jupiterovy prstence ; přístroje přenášely i velké množství dalších cenných dat, včetně informací o chemickém složení atmosféry, údajů o magnetosféře atd. [81] ; také obdržel ("Voyager-1") údaje o teplotě horní atmosféry [184] .

V roce 1992 Ulysses prošel kolem planety ve vzdálenosti 900 tisíc km. Zařízení provádělo měření magnetosféry Jupiteru („Ulysses“ je určen ke studiu Slunce a nemá kamery).

V letech 1995 až 2003 byl Galileo na oběžné dráze kolem Jupiteru [12] [34] . S pomocí této mise bylo získáno mnoho nových dat. Zejména sestupové vozidlo poprvé studovalo atmosféru plynné planety zevnitř. Mnoho snímků s vysokým rozlišením a dat z dalších měření umožnilo podrobně studovat dynamiku atmosférických procesů Jupiteru a také učinit nové objevy týkající se jeho satelitů. V roce 1994 byli vědci s pomocí Galilea schopni pozorovat pád úlomků komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter [125] . Hlavní anténa Galilea se sice neotevřela (v důsledku čehož datový tok činil pouze 1 % potenciálu), přesto byly všechny hlavní cíle mise splněny.

V roce 2000 Cassini proletěla kolem Jupiteru . Pořídil sérii fotografií planety s rekordním (pro velkoplošné snímky) rozlišením a získal nová data o plazmatickém torusu Io . Ze snímků Cassini byly sestaveny dosud nejdetailnější barevné „mapy“ Jupiteru, na kterých je velikost nejmenších detailů 120 km. Zároveň byly objeveny některé nepochopitelné jevy, jako například záhadná tmavá skvrna v severních polárních oblastech Jupitera, viditelná pouze v ultrafialovém světle [185] . Byl také objeven obrovský oblak sopečného plynu táhnoucí se od Io do vesmíru na vzdálenost asi 1 AU. (150 milionů km) [185] . Kromě toho byl vytvořen unikátní experiment, který měl měřit magnetické pole planety současně ze dvou bodů (Cassini a Galileo).

Studie Jupiteru kosmickou lodí z trajektorie průletu

Sonda	Den příjezdu	Vzdálenost
Pioneer-10	3. prosince 1973	130 000 km
Pionýr-11	4. prosince 1974	34.000 km
Voyager 1	5. března 1979	Najeto 349 000 km
Voyager 2	9. července 1979	Najeto 570 000 km
Ulysses	8. února 1992	Najeto 409 000 km
Ulysses	4. února 2004	120 000 000 km
Cassini	30. prosince 2000	10 000 000 km
Nové obzory	28. února 2007	2 304 535 km

28. února 2007 provedla sonda New Horizons na cestě k Plutu v blízkosti Jupiteru gravitační asistenci [12] [186] . Planeta a satelity byly vyfotografovány [187] [188] , na Zemi byla přenesena data o velikosti 33 gigabajtů, byly získány nové informace [183] [189] .

V srpnu 2011 odstartovala sonda Juno , která v červenci 2016 vstoupila na polární dráhu Jupiteru [190] a má provádět podrobné studie planety [191] [192] . Taková dráha – nikoli podél rovníku planety, ale od pólu k pólu – umožní, jak vědci navrhují, lepší studium povahy polárních září na Jupiteru [192] .

Vzhledem k přítomnosti možných podzemních tekutých oceánů na satelitech planety – Europa , Ganymede a Callisto – je o studium tohoto konkrétního fenoménu velký zájem. Finanční problémy a technické potíže však vedly na začátku 21. století ke zrušení prvních projektů jejich výzkumu – amerického Europa Orbiter (s přistáním kryobotních zařízení na Evropu pro práci na ledové ploše a hydrobotem ke startu v podpovrchovém oceánu) a Jupiter Icy Moons Orbiter , stejně jako European Jovian Europa Orbiter .

Na dvacátá léta 2020 plánují NASA a ESA provést meziplanetární misi ke studiu galileovských satelitů Europa Jupiter System Mission (EJSM). V únoru 2009 ESA oznámila prioritu projektu na průzkum Jupiteru před jiným projektem – prozkoumat Saturnův měsíc Titan ( Titan Saturn System Mission ) [193] [194] [195] . Mise EJSM však nebyla zrušena. V jeho rámci NASA plánuje postavit aparát, který je určen ke studiu obří planety a jejích satelitů Europa a Io - Jupiter Europa Orbiter. ESA se chystá vyslat k Jupiteru další stanici, aby studovala své satelity Ganymede a Callisto – Jupiter Ganymede Orbiter. Start obou vesmírných robotů byl plánován na rok 2020, k Jupiteru dosáhnou v roce 2026 a budou fungovat tři roky [195] [196] . Obě vozidla budou vypuštěna v rámci mise Europa Jupiter System Mission [197] . Kromě toho se Japonsko může zúčastnit mise EJSM s Jupiter Magnetospheric Orbiter (JMO) ke studiu magnetosféry Jupiteru. V rámci mise EJSM plánují Rusko a ESA další vozidlo ( Laplace - Europe P ), které přistane v Evropě.

V květnu 2012 bylo oznámeno, že ESA bude provádět komplexní evropsko-ruskou misi Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE) ke studiu Jupiteru a jeho satelitů s navrhovaným oceánem pod povrchem (Ganymede, Callisto, Europa) se startem v roce 2022. a přílet do soustavy Jupiter v roce 2030, během kterého ruská sonda přistane na Ganymedu [198] [199] .

Orbitální dalekohledy

Zejména s pomocí Hubbleova teleskopu byly získány první fotografie polárních září v ultrafialové oblasti na Jupiteru [200] , byly pořízeny fotografie srážky s planetou trosek komety Shoemaker-Levy 9 ( také viz . výše ), byla provedena pozorování jupiterských vírů [201] , byla provedena řada dalších studií.

Amatérská pozorování

Jupiteru se říká „planeta pro amatéry“, protože i s malým dalekohledem se na něm dá rozlišit poměrně hodně detailů [202] . Při pozorování 80mm dalekohledem (za příznivých atmosférických podmínek) lze tedy rozlišit řadu detailů: pásy s nerovným ohraničením, protáhlé v šířkovém směru, tmavé a světlé skvrny [203] . Dalekohled s aperturou 150 mm ukáže Velkou rudou skvrnu a detaily v Jupiterových pásech. Malá červená skvrna je vidět v dalekohledu ze vzdálenosti 250 mm s CCD kamerou . Planeta vykoná jednu úplnou otáčku za dobu od 9 hodin 50 minut (na rovníku planety) do 9 hodin 55,5 minut (na pólech). Tato rotace umožňuje pozorovateli vidět celou planetu za jednu noc.

Při vizuálním pozorování dalekohledem nelze počítat s tím, že Jupiter bude viditelný tak dobře a jasně jako na fotografii níže. Takové fotografie se získávají počítačovým zpracováním velkého množství snímků. Amatérský astronom může relativně snadno pozorovat následující rysy Jupiteru [202] :

eliptický tvar: díky vysoké rychlosti rotace je rovníkový průměr Jupiteru o 9 % větší než polární;
tmavé pásy a světlé zóny: v malém dalekohledu lze rozlišit severní a jižní rovníkový pás;
stmívání končetin , které může mít různou intenzitu na různých okrajích disku planety (v závislosti na vzájemné poloze Slunce, Země a Jupiteru) a je způsobeno rozdílem ve vzdálenosti, kterou světlo Slunce urazí v atmosféře Jupiteru před ním. se odráží k Zemi.

Obtížnější je pozorovat zubaté okraje rovníkových pásů, Velkou rudou skvrnu a rotaci Jupiteru. Nejobtížněji pozorovatelné jsou následující vlastnosti [202] :

„Dutina červené skvrny“ – „výklenek“ tvořený skvrnou v jižním rovníkovém pásu;
bílé ovály v jižní mírné zóně Jupiteru;
oválný BA, "malá červená skvrna", vzniklý po sloučení tří bílých oválů v jižním mírném pásmu;
modré skvrny na okrajích tmavých rovníkových pásů, což jsou mezery mezi mraky;
„hřebenatky“ táhnoucí se od modrých skvrn do rovníkové zóny;
rovníkový pás;
červené ovály;
čluny jsou úzké a tmavé lineární útvary;
bílé hroty jsou tečky nebo pruhy skládající se z vysokých, nově vytvořených mraků.

Amatérští astronomové mohou také pozorovat galileovské satelity Jupitera a také jejich stíny, když procházejí před diskem planety. Samotné družice jsou obtížně pozorovatelné v okamžiku průletu kvůli jejich nízkému kontrastu s povrchem Jupiteru. Nejsnáze se v této poloze pozoruje nejtmavší satelit Callisto [202] .

Pozorování Jupiterových a Galileových satelitů dalekohledem , 22. června 2009
Amatérská fotografie Jupiteru,
14. března 2004
Měsíc, Venuše a Jupiter (vlevo nahoře). 1. prosince 2008, Guangzhou, Čína

V kultuře

Jako jasné nebeské těleso přitahoval Jupiter pozornost pozorovatelů ze starověku, a proto se stal předmětem uctívání. Spojuje se s ním například kult semitského božstva Gada , indický náboženský svátek Kumbh Mela , čínské božstvo Tai Sui (viz též Three Star Elders ). Planeta nese své moderní jméno již od dob starověkého Říma , jehož obyvatelé tak nazývali svého nejvyššího boha .

Jupiter hraje jednu z klíčových rolí v astrologii , symbolizuje sílu, prosperitu, štěstí. Symbol je ♃ (U+2643 v Unicode ). Jupiter je podle představ astrologů králem planet [204] . V čínské filozofii , v rámci doktríny o pěti živlech , se planeta nazývá „stromová hvězda“ [205] . Staří Turci a Mongolové věřili, že tato planeta je schopna ovlivňovat přírodní a společenské procesy [206] .

Planeta je také široce uváděna v řadě současné beletrie, knih, filmů, komiksů a dalších [207] [208]

Viz také

Jupiter

Poznámky

Komentáře

↑ Počáteční údaje o hmotnostech planet: Soubor:Mass of the Planets of the Solar System.svg

Prameny

↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 _ David R. Williams Jupiter Fact Sheet (anglicky) (nedostupný odkaz) . NASA (2007). Získáno 6. října 2010. Archivováno z originálu dne 13. dubna 2011.
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Jupiter - NASA (eng.) (nedostupný odkaz) . - Jupiter na stránkách NASA. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 5. ledna 2005.
↑ 1 2 3 David Kindy. Amatérský astronom objevil novoluní obíhající kolem Jupiteru . Smithsonian Magazine (22. července 2021).
↑ 1 2 3 Denis Peredelsky. Neznámý měsíc objeven poblíž Jupiteru . Ruské noviny (20.07.2021). (neurčitý)
↑ P. Kenneth Seidelmann a kol. Zpráva pracovní skupiny IAU/IAG pro kartografické souřadnice a rotační prvky: 2006 // Nebeská mechanika a dynamická astronomie : časopis. - Springer Nature , 2007. - Sv. 98 , č. 3 . - S. 155-180 . - doi : 10.1007/s10569-007-9072-y . - .
↑ Národní úřad pro letectví a vesmír. Probe Nephelometer // Galileo Messenger Magazine: Charakteristika kosmické lodi. — NASA/JPL, 1983. — Iss. 6 .
↑ Anna Sdobina . "Neprojdeš!" Kdo chytá vesmírné tuláky na cestě na zem // Věda a život , 2022, č. 4. - S. 10-16.
↑ Jupiter čeká na přílet Juno . Datum přístupu: 28. června 2016. (neurčitý)
↑ 1 2 Hunt, GE Atmosféry vnějších planet . — Londýn, Anglie: University College, 1983.
↑ 1 2 Tristan Guillot, Daniel Gautier. Obří planety . — 2009-12-10.
↑ 1 2 Astronomie - Jupiter (nedostupný odkaz) . — Astronomie a fyzika jako na dlani. Datum přístupu: 5. října 2010. Archivováno z originálu 24. září 2010. (neurčitý)
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Jupiter na Astro.websib.ru (nepřístupný odkaz) . Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 26. ledna 2013. (neurčitý) .
↑ Elkins-Tanton, Linda T. Jupiter a Saturn. New York: Chelsea House, 2006. - ISBN 0-8160-5196-8 .
↑ Guillot, T.; Stevenson, DJ; Hubbard, WB; Saumon, D. Chapter 3: The Interior of Jupiter // Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere (anglicky) / Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, WB. - Cambridge University Press, 2004. - ISBN 0521818087 .
↑ Bodenheimer, P. Výpočty raného vývoje Jupiteru // Icarus . - Elsevier , 1974. - Sv. 23 . — S. 319 . - doi : 10.1016/0019-1035(74)90050-5 .
↑ 1 2 3 Rentgenové záření z objektů sluneční soustavy
↑ Simultánní rentgenové záření Chandra, ultrafialové záření Hubbleova vesmírného teleskopu a záření Ulysses
↑ 1 2 3 Poznámky k přednáškám z radioastronomie. Kapitola 4 (nedostupný odkaz) . "DĚDICTVÍ - astronomie, astronomické vzdělání se zachováním tradic." Získáno 15. října 2010. Archivováno z originálu 16. června 2013. (neurčitý)
↑ Michel, F.C. Astrofyzika Jupitera . — Houston, Texas: Rice University, prosinec 1979.
↑ Gravitační pole Joviánské soustavy a oběžné dráhy regulérní Joviánské Sate .
↑ 1 2 Gravitační pole systému Jovian ze sledovacích dat Pioneer a Voyager .
↑ Hubbard, WB; Burrows, A.; Lunine, JI Teorie obřích planet . - S. 112-115 .
↑ 1 2 3 4 5 ABC hvězdné oblohy. Jupiter // Při vytváření stránek byly použity materiály z knihy Dunlopa S. "The ABC of the Starry Sky" 1990. ⁠ : článek. - www.astro-azbuka.info. (Ruština)
↑ Jupiter (nepřístupný odkaz) . Parsek.com.ua. Získáno 19. února 2011. Archivováno z originálu 14. března 2011. (Ruština) .
↑ 1 2 3 FIZIKON LLC. Sluneční Soustava. Planety sluneční soustavy. Jupiter. (nedostupný odkaz) . Astrogalaxy.ru (2004). Získáno 3. října 2010. Archivováno z originálu 27. října 2010. (Ruština) .
↑ 1 2 Planetární soustavy. Jupiter (nedostupný odkaz) . Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 2. března 2011. (neurčitý) .
↑ George Burba „ Oázy exoplanet “. // Journal "Around the World" č. 9 (2792), září 2006
↑ Guillot, Tristane. Interiors of Giant Planets Inside and Outside the Solar System (anglicky) // Science : journal. - 1999. - Sv. 286 , č.p. 5437 . - str. 72-77 . - doi : 10.1126/science.286.5437.72 . — PMID 10506563 .
↑ Jupiter na Astro World (nepřístupný odkaz) . Datum přístupu: 5. října 2010. Archivováno z originálu 21. ledna 2012. (Ruština)
↑ Burrows, A.; Hubbard, WB; Saumon, D.; Lunine, JI Rozšířená sada modelů hnědého trpaslíka a hvězd o velmi nízké hmotnosti // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 1993. - Sv. 406 , č.p. 1 . - S. 158-171 . - doi : 10.1086/172427 .
↑ Queloz, Didier VLT interferometr měří velikost Proxima Centauri a dalších blízkých hvězd (odkaz není k dispozici) . Evropská jižní observatoř (19. listopadu 2002). Získáno 12. ledna 2007. Archivováno z originálu 3. ledna 2007. (neurčitý)
↑ Jupiterova statistika .
↑ Astronomický kalendář na rok 2010 (nepřístupný odkaz) . Astronet . — Z cyklu Astrolibrary od AstroKA a časopisu Nebosvod. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 18. září 2010. (neurčitý)
↑ 1 2 Galaxie. blízký i vzdálený prostor. Jupiter (nedostupný odkaz) . Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 19. března 2012. (neurčitý)
↑ Rory Barnes a Thomas Quinn. (NE)STABILITA PLANETÁRNÍCH SYSTÉMŮ . — Seattle , WA : Dept. of Astronomy, University of Washington , 12. LEDNA 2004. - S. 30 . - doi : 10.1086/421321 . - arXiv : astro-ph/0401171 .
↑ Roy, AE & Ovenden, MW O výskytu souměřitelných středních pohybů ve sluneční soustavě . — Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti. — 232p. — (SAO/NASA Astrophysics Data System (ADS)).
↑ 1 2 Murray K., Dermott S. Dynamika sluneční soustavy. - Fizmatlit, 2010. - 588 s. - 500 výtisků. - ISBN 987-5-9221-1121-8.
↑ 1 2 3 4 Jupiter je impozantní obr (nepřístupné spojení) . Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 25. listopadu 2010. (neurčitý)
↑ Struktura planety (nepřístupný odkaz) . — space.rin.ru. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 19. prosince 2011. (neurčitý)
↑ Guinessova kniha rekordů – vesmír a lety do vesmíru.
↑ Jupiter ve Velké sovětské encyklopedii.
↑ Život na Jupiteru (nedostupný odkaz) . daviddarling.info. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 30. srpna 2010. (neurčitý)
↑ Carl Sagan "Vesmír: Vývoj vesmíru, života a civilizace", - Petrohrad: Amfora, 2008, s. 58-61. ISBN 978-5-367-00829-6
↑ 1 2 3 4 5 Atreya, S. K.; Mahaffy, P. R.; Niemann, H. B. a kol. Složení a původ atmosféry Jupiteru – aktualizace a důsledky pro extrasolární obří planety // Planetary and Space Sciences: journal. - 2003. - Sv. 51 . - str. 105-112 . - doi : 10.1016/S0032-0633(02)00144-7 .
↑ McDowell, Jonathan Jonathan's Space Report, no. 267 (anglicky) (odkaz není k dispozici) . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (8. prosince 1995). Získáno 30. října 2010. Archivováno z originálu 13. května 2010.
↑ 1 2 JUPITER (planeta) (nedostupný odkaz) . BECM . Získáno 20. dubna 2012. Archivováno z originálu 17. dubna 2013. (Ruština)
↑ 1 2 3 4 5 Jupiter. GOU SOSH č. 1216. Oficiální stránky . Staženo: 5. října 2010. . (neurčitý)
↑ Sagan, C. a kol. Polycyklické aromatické uhlovodíky v atmosférách Titanu a Jupiteru (anglicky) // The Astrophysical Journal : op. vědecký časopis . - IOP Publishing , 1993. - Sv. 414 , č.p. 1 . - str . 399-405 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173086 . - .
↑ Mise Juno NASA poskytuje infračervenou prohlídku severního pólu Jupiteru . (neurčitý)
↑ 1 2 Ingersoll, AP (2004), Dynamics of Jupiter's Atmosphere , v Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, WB, Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere , Cambridge: Cambridge University Press , ISBN 0-521-81808-7 , < https://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/ingersolletal-2004. pdf > . .
↑ 12 Miller , Steve; Aylword, Alan; a Milliword, George. Ionosféry a termosféry obří planety: Význam iontově neutrální vazby // Space Sci.Rev . : deník. - 2005. - Sv. 116 . - str. 319-343 . - doi : 10.1007/s11214-005-1960-4 . .
↑ Yelle, R. V. (2004), Jupiterova termosféra a ionosféra , v Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, WB, Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere , Cambridge University Press , < https://www.lpl.arizona.edu/~yelle/eprints/Yelle04c.pdf > . .
↑ Přílet k Jupiteru a mise sondy Archivováno 20. ledna 2017 na NASA Wayback Machine
↑ 1 2 3 Planeta Jupiter, Jupiterova magnetosféra. Pozorování Jupiteru (nedostupný odkaz) . Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 29. listopadu 2010. (neurčitý)
↑ Vědci vytvořili nový model struktury Jupiteru (26. listopadu 2008). - Novinky. Novinky dne na webu Podrobnosti. Staženo: 5. října 2010. (neurčitý)
↑ 1 2 3 4 Vnitřní struktura Jupiteru. Část 2 (nedostupný odkaz) . - Vesmír: fotografie, objevy, zprávy z astronomie. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 5. března 2016. (neurčitý)
↑ 1 2 3 4 5 Jupiter a jeho satelity (nedostupný odkaz) . - Planety sluneční soustavy - Jupiter. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 27. srpna 2011. (neurčitý)
↑ 1 2 Upřesňuje se model vzniku Jupiterova jádra (nepřístupný odkaz) . Astronomické novinky. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 5. března 2005. (neurčitý)
↑ Útroby Jupitera a Saturnu jsou naplněny kovovým héliem . Membrana.ru (7. srpna 2008). Staženo: 25. září 2010. (neurčitý)
↑ Kapalné kovové helium nalezené uvnitř Saturnu a Jupiteru . Lenta.ru (7. srpna 2008). Staženo: 25. září 2010. (Ruština)
↑ Útroby Jupitera a Saturnu jsou naplněny kovovým héliem (nepřístupný článek) . Blízký i vzdálený vesmír . Galaxie (7. srpna 2008). Získáno 25. září 2010. Archivováno z originálu 19. března 2012. (neurčitý)
↑ Kapalné kovové helium nalezené uvnitř Saturnu a Jupiteru (nedostupný odkaz) . Novinky . Tut.by (7. srpna 2008). Datum přístupu: 25. září 2010. Archivováno z originálu 12. prosince 2008. (neurčitý)
↑ Mohly by Jupiter a Saturn obsahovat tekuté kovové helium? . — Teleskopy O.P.T. (Angličtina)
↑ Vnitřní struktura Jupiteru. Část 2. (nepřístupný odkaz) . Cosmonius.ru (7. prosince 2008). Získáno 17. října 2010. Archivováno z originálu dne 5. března 2016. (neurčitý) .
↑ Sekvestrace vzácných plynů v interiérech obřích planet // Physical Review Letters, sv. 104, vydání 12, id. 121101, 03/2010
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Atmosféra Jupiteru (nepřístupný odkaz) . space-horizon.ru. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 7. července 2011. (neurčitý)
↑ 1 2 3 Astronomové vysvětlují Jupiterovy pruhy . Lenta.ru (11. května 2010). Staženo: 7. října 2010. . (Ruština)
↑ 1 2 Jak Jupiter získal své pruhy // ScienceNow . — 10. května 2010. .
↑ 1 2 E. P. Levitan. Astronomie: Učebnice pro 11 buněk. vzdělávací instituce. - 9. vyd. - M . : Vzdělávání, 2004. - ISBN 5-09-013370-0 . .
↑ "Hubble" zaznamenal, jak Jupiter mění svá pásma (angl.) (nepřístupný odkaz) . - "Hubble Catches Jupiter Changing Its Stripes" na stránkách NASA. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 9. října 2010. .
↑ Záhadné zmizení jižního pásu Jupiteru . infuture.ru . (Ruština).
↑ Hubbleův teleskop zjistil, kde „zmizel“ Jupiterův pás . RIA Novosti (16. června 2010). - Časová osa. Staženo: 25. září 2010. (Ruština) .
↑ Moroz V.I. Fyzika planet.-M.: Nauka.-1967.-496 s.
↑ Teifel V.G. Atmosféra planety Jupiter.-M.: Nauka.-1969.-183 s.
↑ Bronshten V. A., Sedyakina A. N., Streltsova Z. A. Průzkum planety Jupiter.-M.: Nauka.-1967.-S.27.
↑ Focas JH//Mem. soc. Royi. sci. Lutych.-1963.- 7. -str.535.
↑ Williams GP Planetární oběh: 2. Joviánský kvazigeostrofický režim.//J. Atmos. Sci.-1979.- 36. -str.932-968.
↑ Kriegel A. M. O podobnosti mezi pomalými oscilacemi v atmosférách planet a cyklem sluneční aktivity. // Bulletin Leningradského státu. univerzita. Ser. 7.-1988.- vydání. 3 (č. 21).-S.122-125.
↑ 1 2 Astronomové nahlížejí dovnitř Jupiterovy Velké rudé skvrny . Lenta.ru (17. března 2010). Staženo: 7. října 2010. (Ruština) .
↑ 1 2 3 Viz Spot na Jupiteru. Viz Bodová záře. (anglicky) (nedostupný odkaz) . NASA (16. března 2010). Získáno 7. října 2010. Archivováno z originálu 8. února 2012. .
↑ 1 2 3 4 5 Ludmila Knyazeva. Pátý prvek // Časopis "Around the World": článek. - "Cesta kolem světa", 2002. - Vydání. 2742 , č. 7 . (Ruština).
↑ Dvě červené skvrny Jupiteru se pohybují k sobě (nepřístupný odkaz- historie ) . Astronomické novinky. Staženo: 5. října 2010. (neurčitý)
↑ 1 2 3 A. F. Cheng, A. F. Cheng, A. A. Simon-Miller, H. A. Weaver, K. H. Baines, G. S. Orton, P. A. Yanamandra-Fisher, O. Mousis, E. Pantin, L. Vanzi, L. N. Fletcher, J. R. A. Spencer, S. R. Spencer. J. T. Clarke, MJ Mutchler a K. S. Noll. Changing Characteristics of Jupiter's Little Red Spot , The Astronomical Journal, 135:2446-2452. — červen 2008. .
↑ 1 2 Science News: Jupiterovy červené skvrny se o sebe otíraly . Prvky. Zprávy. Staženo: 5. října 2010. (neurčitý)
↑ Jupiterovy červené skvrny na sebe spěchají . Cnews. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 3. listopadu 2011. (Ruština)
↑ 1 2 Dolores Beasley, Steve Roy, Megan Watzke. Jupiter Hot Spot Makes Trouble For Theory (anglicky) (nedostupný odkaz) . chandra.harvard.edu . Tiskové středisko Chandra (27. února 2002). Získáno 20. září 2010. Archivováno z originálu 24. září 2010.
↑ R. L. Widley. Horké stíny na Jupiteru. Věda, 16. září 1966: Sv. 153 č.p. 3742 stran. 1418-1419
↑ Russell, CT planetární magnetosféry // Zprávy o pokroku ve fyzice. - 1993. - T. 56 . - S. 687-732 . - doi : 10.1088/0034-4885/56/6/001 .
↑ Bagenal, Fran. Magnetosféry obřích planet // STI. .
↑ 1 2 Jupiter - planeta nebo budoucí hvězda? (nedostupný odkaz) . Jaroslavský expres. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 8. září 2011. (neurčitý)
↑ Russell, CT Dynamika planetárních magnetosfér // Planetární a vesmírná věda . - Elsevier , 2001. - Sv. 49 . - S. 1005-1030 . - doi : 10.1016/S0032-0633(01)00017-4 . .
↑ Robert A. Brown. Torus horké plazmy Jupiter: Pozorovaná teplota elektronů a toky energie // The Astroprysical Journal. - Arizona: The American Astronomical Society, 1981. - Iss. 244 . - S. 1072-1080 . - doi : 10.1086/158777 . .
↑ Struktura Jupiteru (nepřístupný odkaz) . — Astronomie pro amatéry. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 7. dubna 2010. (neurčitý) .
↑ 1 2 Jupiterovy radiační pásy tvrdší, než se očekávalo . ScienceDaily (29. března 2001). — Vědecké zprávy. Staženo: 22. září 2010. .
↑ SJ Bolton, M. Janssen, R. Thorne atd. Ultrarelativistické elektrony v radiačních pásech Jupiteru . Příroda (28. února 2002). — Dopisy přírodě. Staženo: 22. září 2010. .
↑ Informace o planetárních rádiových emisích a radioteleskopu RadioJOVE Jupiter (anglicky) (odkaz není k dispozici) . Rádiová astronomie Jupiter. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 21. března 2003. .
↑ 1 2 3 Bhardwaj, A.; Gladstone, G. R. Polární záře obřích planet // Reviews of Geophysics. - 2000. - T. 38 , č. 3 . - S. 295-353 . - doi : 10.1029/1998RG000046 .
↑ Blanc, M.; Kallenbach, R.; Erkaev, N. V. Magnetosféry sluneční soustavy // Recenze vesmírné vědy . - Springer , 2005. - T. 116 . - S. 227-298 . - doi : 10.1007/s11214-005-1958-y .
↑ Hubble zachytil živé polární záře v atmosféře Jupiteru . HubbleSite (30. června 2016). Datum přístupu: 30. června 2016.
↑ Zářící obr: Jupiter ve světle . Populární mechanika (4. dubna 2007). Staženo: 17. října 2010. (neurčitý) .
↑ 1 2 3 4 5 Astronet>Původ sluneční soustavy (planetární kosmogonie) (nepřístupný odkaz) . Astronet . Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 17. ledna 2011. (neurčitý) .
↑ Byl navržen nový model struktury Jupiterova jádra . Federální kosmická agentura "Vědecké centrum pro operační monitorování Země" (16. prosince 2004). Staženo: 5. října 2010. (neurčitý) .
↑ Tsiganis, K.; R. Gomes, A. Morbidelli & H. F. Levison. Původ orbitální architektury obřích planet Sluneční soustavy (anglicky) // Nature : journal. - 2005. - Sv. 435 , č.p. 7041 . - S. 459-461 . - doi : 10.1038/nature03539 . - . — PMID 15917800 . .
↑ Morbidelli, A.; Levison, H. F.; Tsiganis, K.; Gomes, R. Chaotické zachycení Jupiterových trojských asteroidů v rané Sluneční soustavě // Nature : journal. - 2005. - Sv. 435 , č.p. 7041 . - str. 462-465 . - doi : 10.1038/nature03540 . - . — PMID 15917801 . Archivováno z originálu 31. července 2009. .
↑ G. Jeffrey Taylor. Uran, Neptun a měsíční hory . Objevy planetární vědy . Hawaii Institute of Geophysics & Planetology (21. srpna 2001). Získáno 1. února 2008. Archivováno z originálu 10. září 2012. (neurčitý) .
↑ S. Pirani, A. Johansen, B. Bitsch, A. J. Mustill, D. Turrini . Důsledky planetární migrace na vedlejší tělesa rané sluneční soustavy // Přijato: 12. února 2019
↑ Simona Pirani, Anders Johansen, Bertram Bitsch, Alexander J. Mustill, Diego Turrini . Důsledky planetární migrace na menší tělesa rané Sluneční soustavy , předloženo 12. února 2019
↑ Leonid Popov. Vzdálená hvězda osvětlená plánuje zachránit Zemi před smrtí Slunce (nedostupný odkaz) . Membrana.ru. Získáno 2. března 2013. Archivováno z originálu 21. září 2013. (neurčitý) .
↑ Marc Delehanty. Slunce, jediná hvězda sluneční soustavy (nedostupný odkaz) . Astronomie dnes. Získáno 2. března 2013. Archivováno z originálu 15. března 2013. (neurčitý) .
↑ KP Schroder, Robert Connon Smith. Vzdálená budoucnost Slunce a Země znovu navštívená // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti . - Oxford University Press , 2008. - Vol. 386 . - S. 155-163 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x . .
↑ David S. Spiegel, Nikku Madhusudhan. Jupiter se stane horkým Jupiterem: Důsledky hvězdné evoluce po hlavní sekvenci na plynných obřích planetách . Astrofyzika (11. července 2012). Staženo: 2. března 2013. .
↑ 1 2 Astronomové předpověděli osud Jupitera (nedostupný spoj) . Tape.Ru. Získáno 2. března 2013. Archivováno z originálu dne 20. listopadu 2012. (neurčitý) .
↑ Přehled o Jupiteru . NASA (25. dubna 2014). Získáno 21. července 2018. Archivováno z originálu 13. dubna 2011. .
↑ Saturn má 20 nových satelitů . Channel One (9. října 2019). Staženo: 9. října 2019. (neurčitý) .
↑ Jupiter (anglicky) (nepřístupný odkaz) . Nineplanets.org. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 5. listopadu 2010. .
↑ 1 2 3 Satelity Jupiteru (nedostupný odkaz) . Dnešní astronomie. Datum přístupu: 5. října 2010. Archivováno z originálu 5. listopadu 2011. (neurčitý) .
↑ 1 2 Satelity Jupiteru. Galileovské satelity jsou Io, Europa, Ganymede a Callisto. Vnitřní a vnější satelity Jupiteru (nedostupné spojení) . Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 29. listopadu 2010. (neurčitý) 0
↑ Televizní a rozhlasové studio Roskosmos (nepřístupný odkaz) . Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 7. listopadu 2011. (neurčitý) .
↑ Bilenkin D. A. Způsob myšlení. - Vědecký tenký. lit. - M .: Det. lit., 1982. - S. 190-191. .
↑ 1 2 První pohled na Jupiter (nepřístupný odkaz) . Kognitivní stránka "Jiná Země". Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 7. prosince 2010. (neurčitý) .
↑ Nezmrazující aktivita nalezená na Europa . Lenta.Ru (5. října 2010). Staženo: 5. října 2010. (Ruština)
↑ Jupiterův měsíc prohlášen za vhodný pro rybolov . Lenta.Ru (28. května 2010). Staženo: 5. října 2010. (Ruština)
↑ V oceánech Jupiterova měsíce se nachází mnoho kyslíku . Lenta.Ru (9. října 2009). Staženo: 7. října 2010. (Ruština)
↑ Bylo sestaveno hodnocení obyvatelných míst ve sluneční soustavě . Stuha. Ru (9. října 2009). Staženo: 7. října 2010. (Ruština)
↑ 1 2 Výsledek výzkumu sondy „Galileo“ na oběžné dráze Jupiteru (nedostupný odkaz) . Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 25. listopadu 2010. (neurčitý)
↑ 1 2 Silkin, B. I. Podivný svět Io // Chemie a život . - 1982. - Vydání. č. 4 . - S. 57-59 .
↑ Callisto (nepřístupný odkaz) . Státní astronomický ústav. P. K. Sternberg (GAISh). Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 15. června 2013. (neurčitý)
↑ Callisto (nepřístupný odkaz) . planetární systémy. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 7. července 2010. (neurčitý)
↑ 1 2 Sežrané satelity nebo padlé hvězdy // Časopis "Around the World". .
↑ Ganymede (nepřístupný odkaz) . — Informace o Jupiterově satelitu Ganymede na astronomickém webu freescince.narod.ru. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 29. června 2008. (Ruština)
↑ Jupiterův satelit Amalthea se po katastrofě proměnil v hromadu kamení (nepřístupný odkaz) . Zpravodajský web Grani.ru (12. prosince 2002). Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 4. ledna 2011. (neurčitý)
↑ Obří Jupiter. Měsíce Jupiteru
↑ Rotace sluneční soustavy (nedostupný odkaz) . Astrolab.ru Získáno 16. října 2010. Archivováno z originálu 5. října 2010. (Ruština)
↑ 1 2 Astronomové našli měsíc, který utekl z Jupiteru . Lenta.ru (14. září 2009). Staženo: 7. října 2010. (Ruština) .
↑ Jupiter zachytil kometu jako dočasný měsíc // Vesmír dnes. — 2009-09-13. .
↑ Kometa byla 12 let měsícem Jupitera (nepřístupný odkaz) . Membrana.ru (15. září 2009). Získáno 17. října 2010. Archivováno z originálu 31. ledna 2010. (neurčitý)
↑ Obří Jupiter. Charakteristika prostoru (nedostupný odkaz) . — Průzkum sluneční soustavy. Astronomie a planety. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 31. prosince 2010. (neurčitý) .
↑ Všichni svatí S.K. Prstenec komet a meteoritů kolem Jupiteru // Příroda . - Věda , 1960. - č. 9 . - S. 87-88 . (Ruština).
↑ Jupiter na obloze. Král planet a jeho rodina // Po celém světě. Virtuální cestovatelský časopis. .
↑ Tsesevič V.P. Co a jak pozorovat na obloze. - 6. vyd. — M .: Nauka , 1984. — 304 s. .
↑ Marzari, F.; Scholl, H.; Murray C.; Lagerkvist C. Origin and Evolution of Trojan Asteroids (anglicky) . - Tucson, Arizona: University of Arizona Press, 2002. - S. 725-738 . .
↑ Seznam Jupiterových trojských koní (anglicky) (downlink) . — Středisko malých planet IAU. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 26. ledna 2011. .
↑ F. Marzari, H. Scholl, C. Murray, C. Lagerkvist. Původ a vývoj trojských asteroidů . .
↑ Vznik struktury Kuiperova pásu během dynamické nestability v …
↑ Pozorované trojské koně a globální dynamika kolem Lagrangeových bodů…
↑ H. Hammel (MIT), WFPC2, HST, NASA. Dopad na Jupiter . Astronomický snímek dne. Staženo: 28. července 1998. .
↑ V. E. Fortov, Yu .
↑ Carolina Martinez. Nové snímky NASA ukazují, že objekt zasáhl Jupiter (anglicky) (odkaz není dostupný) . Laboratoř proudového pohonu, Pasadena, Kalifornie. Získáno 23. července 2009. Archivováno z originálu 22. července 2009. .
↑ Spot na Jupiteru potvrzen NASA (nepřístupný odkaz) . Datum přístupu: 23. července 2009. Archivováno z originálu 24. července 2009. (Ruština) .
↑ Asteroids Ahoj! Jupiter Scar Pravděpodobná z Rocky Body
↑ DOPAD JUPITERU! (nedostupný odkaz) . — video erupce dne 03.06.2010 v atmosféře Jupiteru. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 7. června 2011. (neurčitý) .
↑ Dopad Jupiteru 3. června 2010 (odkaz není k dispozici) . Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 7. června 2010. (neurčitý) .
↑ Dopad Jupiteru z 3. června: o 22 hodin později (downlink) . Planetární společnost . Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 9. října 2010. (neurčitý) .
↑ NOVINKA! Dopad na Jupiter (nedostupný odkaz) . Planetární společnost . Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 13. září 2010. (neurčitý) .
↑ Potvrzení dopadu Jupiteru od Christophera Go (downlink) . Planetární společnost . Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 8. srpna 2010. (neurčitý) .
↑ Neznámé nebeské těleso narazilo do Jupiteru (nepřístupný odkaz) . Lenta.ru _ Získáno 4. června 2010. Archivováno z originálu 6. června 2010. (Ruština) .
↑ Dopad Jupiteru : Záhada chybějících trosek . Věda NASA. vědecké novinky. Staženo: 5. října 2010. .
↑ Tajemný záblesk na Jupiteru nezanechal oblak trosek (anglicky) (odkaz není dostupný) . Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 9. listopadu 2010. .
↑ Amatérský astronom natočil srážku nebeského tělesa s Jupiterem . Staženo: 5. října 2010. (neurčitý)
↑ Jupiter se rozsvítí při zdánlivém kontaktu s astrálním tělem . Jedna stránka novinek. Získáno 22. srpna 2010. Archivováno z originálu 10. srpna 2011. .
↑ Beatty, Kelly Další záblesk na Jupiteru! (anglicky) . SkyandTelescope.com – pozorování na domovské stránce (22. srpna 2010). Staženo: 20. září 2010. .
↑ První zpráva o výbuchu na Jupiteru 20. srpna 2010 (nepřístupný odkaz) . Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 11. srpna 2011. (neurčitý) .
↑ 20. srpna 2010 ohnisko potvrzeno (japonsky) . Staženo: 5. října 2010. .
↑ Bylo možné odstranit srážku neznámého objektu s Jupiterem . naked-science.ru. Staženo: 30. března 2016. (neurčitý) .
↑ Michelle Starr. Něco velkého právě vrazilo do Jupiteru ? . ScienceAlert . Datum přístupu: 18. září 2021. (neurčitý)
↑ 1 2 Kurtik G. E. Hvězdná obloha starověké Mezopotámie. - Petrohrad. : Aletheya, 2007. - S. 350. .
↑ Albert Olmsted. Historie perské říše. Kapitola: Náboženství a kalendář. odkaz na text
↑ Van der Waerden B. Věda probuzení II. Zrození astronomie. - M .: Nauka, 1991. - S. 263-275. .
↑ Van der Waerden B. Věda probuzení II. Zrození astronomie. — M .: Nauka, 1991. — S. 195. .
↑ Symposia, Babylonia (nepřístupný odkaz) . Získáno 26. srpna 2019. Archivováno z originálu dne 26. srpna 2019. (neurčitý) .
↑ Cicero . O povaze bohů II 52 :
A pod tím, blíže k Zemi, se pohybuje Jupiterova hvězda, která se nazývá Φαέθων, za dvanáct let projde stejnou kružnicí dvanácti souhvězdí Zvěrokruhu a na své cestě mění svůj pohyb stejně jako hvězda Saturn.
↑ Vadim Kulikov. Astronomické pojmenování: planety
↑ ὁ τοῦ Διὸς ἀστήρ 'Jupiter' (nepřístupný odkaz - historie ) . Ptolemaeus Arabus et Latinus (PAL). Staženo: 28. července 2019. (neurčitý) .
↑ Aristoteles. Pracuje ve 4 svazcích, svazek 3, odkaz na str. 454
↑ podle A. V. Kirichenko, K. A. Tananushko, STAROŘECKÝ JAZYK, Minsk: Nakladatelství Minské teologické akademie, 2017. p76, Διός (Diya) - forma genitivu z Ζεύς (Zeus). Což je ovšem v rozporu s článkem Ζεύς , který uvádí, že Δεύς (Deús) je alternativní forma jména Zeus, charakteristická pro Laconii.
↑ Gigin. Astronomie II 42 , 1
PLANETY 42. 1. Zbývá nám vyprávět o pěti hvězdách, které mnozí nazývají "putující", Řekové - planety. Jednou z nich je Jupiterova hvězda zvaná Phynon. Podle Hérakleida z Pontu ho v době, kdy Prométheus stvořil lidi, obdařil tělesnou krásou nesrovnatelnou se všemi ostatními. Když se ho rozhodl schovat a nepustit, stejně jako všechny ostatní, informoval o tom Amor Jupitera. Pak Merkur, poslán k Fainonu, ho přesvědčil, aby přišel k Jupiteru a získal nesmrtelnost. Proto byl umístěn mezi hvězdy.
↑ Sima Qian . Historické poznámky ("Shi chi"). V 9 svazcích - M . : Nauka, 1986. - T. 4. - S. 121-125. .
↑ Exsul immeritus blas valera populo suo e historia et rudimenta linguae piruanorum. Indios, gesuiti e spagnoli in due documenti segreti sul Perù del XVII secolo. A cura di L. Laurencich Minelli. Bologna, 2007
↑ Pařížská observatoř a problém určování zeměpisných délek (2. část) (nepřístupný odkaz) . Astrolab. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 18. listopadu 2011. (neurčitý) .
↑ Rychlost světla - Encyklopedie fyziky (nepřístupný odkaz) . Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu dne 14. července 2009. (neurčitý) .
↑ Pushchino Radio Astronomy Observatory (nepřístupný odkaz) . Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 21. července 2010. (neurčitý) .
↑ Projekt RadioJOVE společnosti NASA: Domovská stránka (odkaz není dostupný) . Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 3. října 2010. (neurčitý) .
↑ 1 2 Na Jupiteru jiskří blesky // Kolem světa . - Mladá garda , 10. října 2007 (Ruština) .
↑ Atreya, SK; Donahue, T.M.; Festou, M. Jupiter: Structure and Composition of the Upper Atmosphere (anglicky) // The Astrophysical Journal : článek. - The American Astronomical Society, 1981. - Iss. 247 . - str. 43-47 . - doi : 10.1086/183586 .
↑ 1 2 Jupiter - Galileo a Cassini (nepřístupný odkaz) . Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 2. prosince 2010. (neurčitý) .
↑ Kosmická loď NASA získává podporu od Jupiteru kvůli setkání s Plutem . ScienceDaily (1. března 2007). — Vědecké zprávy. Staženo: 22. září 2010. .
↑ Jupiter - Fotografie z New Horizons (odkaz není dostupný) . freescince.narod.ru Získáno 2010-10-0 5. Archivováno 3. března 2008. (neurčitý) .
↑ Sonda New Horizons se setká s Jupiterem... (nepřístupný odkaz) . Astrohorizont.com Novinky NASA v ruštině. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 3. listopadu 2011. (neurčitý) .
↑ Systém Jupiter v novém světle z New Horizons (nedostupný odkaz) (14. května 2007). freescince.narod.ru Datum přístupu: 5. října 2010. Archivováno z originálu 8. ledna 2011. (neurčitý) .
↑ Sonda Juno začíná vysílat signály z Jupiteru . Kommersant (5. července 2016). Staženo: 5. července 2016. (neurčitý) .
↑ New Frontiers - Missions - Juno (anglicky) (odkaz není k dispozici) . Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 3. února 2007. .
↑ 1 2 Planeta Jupiter (nepřístupný odkaz) . — Hlavní stránka webu Planet Jupiter. Datum přístupu: 5. října 2010. Archivováno z originálu 25. prosince 2010. (neurčitý) .
↑ NASA a ESA upřednostňují mise na vnější planety (odkaz není k dispozici) . Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 4. října 2010. (neurčitý)
↑ Jupiter v zaměřovačích vesmírných agentur . BBC novinky. Staženo: 5. října 2010. (neurčitý)
↑ 1 2 USA a Evropa vystřelí dublet na měsíce Jupiteru (nedostupný odkaz) . Membrana.ru (19. února 2009). Datum přístupu: 17. října 2010. Archivováno z originálu 25. června 2009. (neurčitý)
↑ Společné euro-americké meziplanetární mise (nedostupný odkaz) . freescince.narod.ru Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 10. ledna 2011. (neurčitý)
↑ NASA a ESA společně prozkoumají Jupiter a Saturn . Vesmírné zprávy Alexandra Zheleznyakova (19. února 2009). Staženo: 5. října 2010. (neurčitý)
↑ Evropa vybírá další velkou vesmírnou misi
↑ Rusko hledá život na Jupiterově měsíci . Dni.ru (30. srpna 2012). Staženo: 30. srpna 2012. (neurčitý)
↑ Hubbleův dalekohled (nedostupný odkaz) . — Astronomie pro amatéry. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 8. října 2010. (neurčitý)
↑ Hubble sleduje třetí červenou skvrnu na Jupiteru // OPT dalekohledy.
↑ 1 2 3 4 MacRobert A. Jupiter vstupuje na večerní oblohu // Sky & Telescope . - 2017. - Duben. - str. 48-50 .
↑ § 26. Pozorování Jupitera (nepřístupný odkaz) . - Bronshten V. A. Planety a jejich pozorování. Získáno 5. října 2010. Archivováno z originálu 23. ledna 2017. (neurčitý)
↑ Ingersoll, A. P.; Dowling, T.E.; Gierasch, PJ; Orton, G.S.; Přečtěte si, P.L.; Sanchez-Lavega, A.; Showman, A. P.; Simon-Miller, A.A.; Vasavada, AR Dynamics of Jupiter's Atmosphere (PDF) (nedostupný odkaz) . Lunární a planetární institut. Získáno 1. února 2007. Archivováno z originálu 14. května 2011. (neurčitý)
↑ Čína : De Groot, Jan Jakob Maria. Náboženství v Číně: univerzismus. klíč ke studiu taoismu a konfucianismu (anglicky) . — Americké přednášky o dějinách náboženství. — GP Putnamovi synové, 1912. - Sv. 10. - S. 300. . Japonsko : Crump, Thomas. Japonská hra čísel: použití a pochopení čísel v moderním Japonsku . — Řada japonských studií Nissan Institute/Routledge. - Routledge , 1992. - S. 39-40 . — ISBN 0415056098 . . Korea : Hulbert, Homer Bezaleel. Přechod Koreje . - Doubleday, Page & company, 1909. - S. 426. .
↑ Türk Astrolojisi (tur.) (nepřístupný odkaz) . www.ntvmsnbc.com. Získáno 23. dubna 2010. Archivováno z originálu 4. ledna 2013. .
↑ Pavel Gremlev. Velký šéf sluneční soustavy. Jupiter . - Svět fantazie , 2010. - č. 85 .
↑ Brian Stableford . Jupiter // Science Fact a Science Fiction. Encyklopedie . - Routledge, Taylor & Francis Group, 2006. - S. 254-255 . — 758 s. — ISBN 0-415-97460-7. .

Literatura

Astronomie: Učebnice pro 11 buněk. vzdělávací instituce / Levitan E.P. - 9. vyd. - M . : Vzdělávání, 2004. - ISBN 5-09-013370-0 .
Miles L. a Smith A. Astronomie a vesmír. Encyklopedie. - M. : Rosmen, 2001. - ISBN 5-8451-0296-0 , 5-8451-0959-0.
Karpenko S. Jupiterova nová záhada . - Cosmonautics News, 31. července 2001.
Jupiter: Původ a vnitřní struktura / ed. T. Gerelsa. — M .: Mir, 1978.
Alexander J. Dessler. Fyzika Joviánské magnetosféry. - Cambridge: Cambridge University Press, 1983. - ISBN 0-521-24558-3 .
Jupiter: Planeta, satelity a magnetosféra / Ed.: Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, WB - Cambridge: Cambridge University Press, 2004. - ISBN 0-521-81808-7 .
Beebe, Reta. Jupiter: Obří planeta. - 2. vyd. — Washington (DC): Smithsonian Institution Press, 1996. — ISBN 1-56098-685-9 .
Olivier Mousis, Ulysse Marboeuf, Jonathan I. Lunine, Yann Alibert, Leigh N. Fletcher, Glenn S. Orton, Françoise Pauzat, Yves Ellinger. Stanovení minimálních hmotností těžkých prvků v obálkách Jupiteru a Saturnu // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing .
Guillaume Cannat, Didier Jamet. Jupiter a Saturn - die schönsten Bilder der Raumsonden Galileo und Cassini / Delius Klasing. - Bielefeld, 2007. - ISBN 3-7688-1877-2 .
John W. McAnally. Jupiter a jak jej pozorovat. - London: Springer, 2008. - ISBN 1-85233-750-8 .
T., Johnson. Výsledky o Jupiteru, Io, Ganymedu a Callisto. Mise Galileo k Jupiteru a jeho měsícům. - Scientific American, únor 2000. - 40 s.
Mark Armstrong. Jupiterův blízký přístup . — Astronomy Now, 2010.
Linda T. Elkins-Tanton Jupiter a Saturn. - New York: Chelsea House, 2006. - ISBN 0-8160-5196-8 .
Keith Cooper a Gemma Lavender. Pro-am spolupráce zásadní pro studie Jupiteru . — Astronomy Now, 2010.
Robin M. Canup, William R. Ward. Původ Evropy a galilejských satelitů // University of Arizona Press.
Aaron C Boley. Dva způsoby vzniku plynných obřích planet // Astrofyza . — 2009.

Odkazy

Fakta o Jupiteru na webu NASA (nepřístupný odkaz) . Archivováno z originálu 13. dubna 2011. (neurčitý)
Výuková stránka Jupiter
Fotografie Jupitera
Hmotnostní spektrometr sondy Galileo: Složení atmosféry Jupiteru
Složení atmosféry Jupiteru
Bajkonur: Jupiter je obr naší sluneční soustavy
Satelity Jupitera Informace o největších měsících Jupitera
Jupiter v knihovně Orion
Astronomický snímek dne. Jupiter's Clouds from New Horizons (anglicky) (23. října 2011). Staženo: 16. února 2014.
Vědci se dívají hluboko do Jupiteru
Jupiter sekce ALPO-Japonsko- Nejnovější

Tematické stránky

Obří bomba

Slovníky a encyklopedie

Velká Katalánština
Skvělý norský
Bolshaya Yuzhakova
Brockhaus a Efron
Malý Brockhaus a Efron
Britannica (online)
Brockhaus
Universalis
plocha počítače

V bibliografických katalozích
BNF : 121083440 GND : 4162926-7 J9U : 987007538525205171 LCCN : sh85071063 NDL : 00567795 NKC : ph117662 SUDOC : 029460913 VIAF : 316741895 WorldCat VIAF : 316741895

Jupiter

Charakteristika

satelity

Vnitřní	Metis Adrastea Amalthea Thebe
galilejský	A asi Evropa Ganymede Callisto
Nepravidelný	Himalájská skupina Skupina Karme Skupina Ananke Skupina Pasife Skupina Carpo

Výzkum

jiný

Kometa Shoemaker-Levy 9
Pád nebeského tělesa na Jupiter (2009)
Seznam asteroidů, které protínají oběžnou dráhu Jupitera
Jupiter v kultuře
Jupiter (mytologie)
Trojské asteroidy Jupiteru
velká rentgenová skvrna

viz také Kategorie:Jupiter Sluneční Soustava

Průzkum Jupiteru kosmickou lodí
Z letící trajektorie	Pioneer (1973, 1974) deset jedenáct Voyager (1979) jeden 2 Ulysses (1992) Cassini (2000) New Horizons (2007)
Z oběžné dráhy	Galileo (1995-2003) Juno (od roku 2016)
Přistávací sondy	Galileo
Budoucí mise	Europa Jupiter System Mission a Laplace - Europa P Europa Clipper Evropa Lander Průzkumník ledového měsíce Jupiter
Zrušené mise	Pioneer H Ciolkovskij Europa Orbiter Orbiter ledových měsíců Jupitera Jovian Europa Orbiter New Horizons 2
viz také	Průzkum Jupiteru meziplanetárními sondami Kolonizace Jupiterových měsíců

Evporie
Eufeme
S/2003J18
S/2010J2
Telksinoe
Evante
Gelike
Ortozie
Jocasta
S/2003J16
Praxidike
Harpalike
Mneme
Hermippe
Tione
Ananke
S/2016J1
S/2017J3

Skupina Karme

S/2003J24
Gerse
Etna
Calais
Tayget
S/2003J19
Haldene
S/2003J10
Erinome
Callihor
Kalika
Karma
Pasithea
S/2010J1
Eukelade
Arche
Isonoe
S/2017J2
S/2017J5
S/2003J9
Eirene
S/2017J8

Skupina Pasife

Filofrosina
S/2003J23
Aoyde
Kalliroe
Eurydome
S/2017J1
S/2011J2
Killene
S/2003J4
Pasiphe
Hegemonický
Sinop
Sponde
autonomní
Kore
Megaklite

izolované
satelity

s přímou rotací	Themisto Karpo valetudo
se zpětnou rotací	S/2003J12 S/2011J1 S/2003J2

Výpis ve skupinách ve vzestupném pořadí podle hlavní poloosy oběžné dráhy

Sluneční Soustava

Centrální hvězda a planety	slunce Rtuť Venuše Země Mars Jupiter Saturn Uran Neptune
trpasličí planety	Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidáti Sedna Orc Quaoar Pistole 2002 MS 4
Velké satelity	Ganymede Titan Callisto A asi Měsíc Evropa Triton Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Mořská nymfa
Satelity / prsteny	Země / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uran / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidáti Orca quawara
První objevené asteroidy	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Hygiena (11) Parthenope
Malá těla	meteoroidy asteroidy / jejich satelity blízkozemě hlavní pás trojský kentauři transneptunský Kuiperův pás Plutino cubewano rozptýlený disk damokloidy komety Oortův oblak
umělé předměty	umělé družice Země meziplanetární kosmická loď
Hypotetické objekty	Sopky a vulkanoidy satelit Merkuru satelity Venuše další satelity Země protizemě Planeta Devět , Tyche , Planeta X a další transneptunské planety Nemesis Bývalé planety: Theia , Phaeton nebo Planeta V Pátý plynový gigant
Seznam objektů sluneční soustavy Astronomické objekty