Jupiter (bolygó)
A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából.
 A Voyager–1 által a Jupiterről készített kép feldolgozott változata |
|||||||
| Pályaadatok | |||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Aphélium távolsága: | 816 081 455 km 5,455 167 59 CsE |
||||||
| Perihélium távolsága: | 740 742 598 km 4,951 558 43 CsE |
||||||
| Fél nagytengely: | 778 412 027 km 5,203 363 01 CsE |
||||||
| Pálya kerülete: | 4,888 Tm 32,675 CsE |
||||||
| Pálya excentricitása: | 0,048 392 66 | ||||||
| Sziderikus keringési idő: | 4333,2867 nap (11,86 év) |
||||||
| Szinodikus periódus: | 398,88 nap | ||||||
| Min. pályamenti sebesség: | 12,446 km/s | ||||||
| Átl. pályamenti sebesség: | 13,056 km/s | ||||||
| Max. pályamenti sebesség: | 13,712 km/s | ||||||
| Inklináció: | 1,305 30° (6,09° a Nap egyenlítőjéhez képest) |
||||||
| Felszálló csomó hossza: | 100,556 15° | ||||||
| Holdak: | 63[1] | ||||||
| Fizikai tulajdonságok | |||||||
| Egyenlítői sugár: | 71492 km [1] (a földi 11,209-szerese) |
||||||
| Poláris sugár: | 66854,5 km (a földi 10,517-szerese) |
||||||
| Lapultság: | 0,064 87 | ||||||
| Felszín területe: | 6,14 × 1010 km2 (a földi 120,5-szerese) |
||||||
| Térfogat: | 1,431 × 1015 km3 (a földi 1321,3-szerese) |
||||||
| Tömeg: | 1,899 × 1027 kg (a földi 317,8-szerese) |
||||||
| Átlagos sűrűség: | 1,326 g/cm3 | ||||||
| Felszíni gravitáció: | 23,12 m/s2 (2,358 g) |
||||||
| Szökési sebesség: | 59,54 km/s | ||||||
| Sziderikus forgásidő: | 0,413 538 021 nap (9 h 55 min 29,685 s)[2] |
||||||
| Forgási sebesség: | 12,6 km/s, 45 300 km/h (az egyenlítőnél) |
||||||
| Tengelyferdeség: | 3,13° | ||||||
| Az északi pólus rektaszcenziója: | 268,05° (17 h 52 min 12 s) | ||||||
| Deklináció: | 64,49° | ||||||
| Albedó: | 0,52 | ||||||
| Felszíni hőm.: Kelvin |
|
||||||
| Atmoszféra | |||||||
| Felszíni nyomás: | 70 kPa | ||||||
| Összetevők: | ~86% hidrogén ~14% hélium 0,1% metán 0,1% vízpára 0,02% ammónia 0,0002% etán 0,0001% foszfin <0,00010% hidrogén-szulfid |
||||||
A Jupiter az ötödik bolygó a Naptól, és messze a legnagyobb bolygó a naprendszerünkben. Főként hidrogén és hélium alkotta óriásbolygó. A többi óriásbolygót is gyakran Jupiter-típusú bolygónak nevezik.
Nevét Jupiterről, a római főistenről kapta. A bolygó csillagászatban és asztrológiában használt jele az istenség kezében hagyományosan megjelenő villámot jelképezi (Unicode: ♃).
Tartalomjegyzék |
[szerkesztés] Szerkezet
A Jupiter a Naprendszer négy gázóriásának egyike; elsősorban nem szilárd anyagból áll. 142 984 kilométeres egyenlítői átmérőjével a legnagyobb bolygó a Naprendszerben. A Jupiter sűrűsége 1,326 g/cm³, a második legnagyobb a gázbolygók közül, de a négy kőzetbolygóénál kisebb. A gázóriások közül a Neptunusznak van a legnagyobb sűrűsége.
[szerkesztés] Összetétel
A Jupiter felső légköre atomszám szerint 93% hidrogénből és 7% héliumból áll, molekulaszám szerint 86% hidrogénből és 13% héliumból. Mivel a héliumatom négyszer nagyobb tömegű mint a hidrogénatom, az összetétel változik, ha a tömegarányt nézzük. Ez alapján a légkör 75%-ban hidrogén, 24%-ban hélium, 1%-ban más elem. A bolygó belseje sűrűbb anyagot tartalmaz, nagyjából 71% hidrogént, 24% héliumot és 5%-ban más elemeket. A légkör nyomokban tartalmaz metánt, vizet, ammóniát és szilícium alapú összetevőket. Található még szén, etán, hidrogén-szulfid, neon, oxigén és kén. A légkör külső rétege tartalmaz fagyott ammóniakristályt is.[2][3] Infravörös és ultraibolya mérésekkel benzolt és más szénhidrogént is kimutattak.[4]
Színképelemzés alapján a Szaturnuszról úgy tudjuk, hogy összetétele hasonló a Jupiteréhez. A másik két gázóriásnak, az Uránusznak és a Neptunusznak viszonylag kevesebb hidrogénje és héliumja van.[5] Helyszíni mérések hiánya miatt, a nehezebb elemek pontos gyakorisága a Jupiteren túli bolygóknál nem ismert.
[szerkesztés] Tömeg
A Jupiter 2,5-szer nagyobb tömegű, mint a Naprendszer többi bolygója együtt. Bár a Föld eltörpül a Jupiter mellett (átmérője 11-szer kisebb), az óriásbolygó sűrűsége jóval alacsonyabb.
A Jupiternél sokkal nagyobb tömegű exobolygókat is felfedeztek, bár ezeknek a többségéről úgy vélik, hogy szintén gázóriások.[6] Nincs egyértelmű definíció arra, hogy mi különbözteti meg egy gázbolygót (mint például a Jupitert) egy barna törpétől, bár az utóbbinak meglehetősen speciálisak a színképvonalai. Jelenleg, ha egy csillagszerű anyageloszlással rendelkező égitest meghaladja a 13 Jupiter-tömeget (tehát elég nagy ahhoz, hogy deutériumot égessen), akkor barna törpének tekintik. Ennél kisebb tömegű égitest bolygónak minősül.[7]
Ha a Jupiter nagyobb tömegű lenne a jelenleginél, valószínűleg összeroskadna. A belső egyre jobban összehúzódna a fokozott gravitációs erő alatt. Az összehúzódás addig folytatódna, amíg a a magfúzió be nem indulna.[8] Néhány csillagász sikertelen csillagnak nevezi a Jupitert. Bár a bolygónak hetvenötször kellett volna nagyobb tömegűnek lennie hogy csillag lehessen, a legkisebb vörös törpe csak körülbelül 30%-kal nagyobb sugarú, mint a Jupiter.[9][10]
Ennek ellenére a Jupiter még mindig több hőt sugároz, mint amennyit a Naptól kap. A bolygó által termelt hő, majdnem egyenlő a kapott napsugárzással.[11] Ezt a hősugárzást Kelvin-Helmholtz folyamat hozza létre adiabatikus összehúzódással. A folyamat eredményeként a bolygó körülbelül 2 cm-t húzódik össze minden évben.[12] Kialakulásakor a Jupiter kétszer nagyobb átmérőjű és sokkal melegebb volt mint most.[13]
[szerkesztés] Belső szerkezet
Még mindig létezik bizonytalanság a Jupiter belső szerkezetét illetően. Egy modell szerint a felépítés homogén, szilárd felszín nélküli, a sűrűség fokozatosan növekedik a mag irányába. Másrészt a Jupiter akár tizenkét Föld tömegű sűrű, sziklás maggal is rendelkezhet, amely a teljes tömegnek nagyjából a 3%-át teszi ki.[14] A központi régiót sűrű, fémes hidrogén veszi körül, amely körülbelül a bolygó sugarának 78%-ra terjed ki. A hélium és neon esőhöz hasonló cseppjei ezen a rétegen keresztül kicsapódnak, csökkentve arányukat a felső légkörben.
A fémes hidrogén réteg fölött a folyékony és gáznemű hidrogén átlátszó rétege található. A gázréteg a felhőrétegtől körülbelül 1000 km mélyre terjed. Nincs közvetlen határ a hidrogén különböző rétegei között; a mélységgel a hidrogén állapota gázból folyékonyba megy át.[15]
A hőmérséklet és a nyomás a Jupiter belsejében a mag fele nő. A fázis átmeneti régióban, ahol a folyékony hidrogén fémessé alakul, a hőmérséklet 10 000 K körüli, a nyomás 200 GPa. A hőmérséklet a mag felszínén 36 000 K, a belső nyomás pedig nagyjából 3000-4500 GPa.
[szerkesztés] Felhők
A Jupitert ammóniakristályokból és ammónium-hidroszulfidból álló felhők borítják. A felhők a tropopauzában helyezkednek el és sávokban vannak elrendeződve különböző szélességeken. Ezek világosabb színű zónákra és sötétebb övekre oszlanak. A különböző irányú áramlatok kölcsönhatásai viharokat és turbulenciákat okoznak. 100 m/s (360 km/óra) sebességű szelek szokásosak a különböző sávokban.[16] Ezek a zónák évről évre változtatják szélességüket, színüket és intenzitásukat, de eléggé stabilak, hogy a csillagászok azonosító jelzésekkel lássák el.
A felhőréteg csak 50 kilométeres vastagságú, két felhőréteg található: egy vastag alsó réteg és egy vékonyabb régió. Vízfelhők vékony rétege húzódhat az ammóniaréteg alatt, amelyet a Jupiter légkörében megfigyelt villámlások bizonyítanak. Ezek az elektromos kisülések több ezerszer erősebbek lehetnek, mint a földiek.[17] A vízfelhők belső hő által táplált viharokat is létrehozhatnak.[18]
[szerkesztés] Nagy Vörös Folt és más viharok
A Jupiter legismertebb alakzata a Nagy Vörös Folt, egy, a Földénél nagyobb átmérőjű, tartós anticiklon vihar az egyenlítőtől 22°-ra délre, mely legalább 300 éve tombol. Matematikai modellek azt mutatják, hogy a vihar stabil képződmény, a bolygó állandó alakzata.[19] A vihar elég nagy ahhoz, hogy akár kisméretű földi távcsövekkel is megfigyelhessük. A Jupiteren más nagy viharok is vannak, amelyek azonban sem méretükben, sem élettartamukban nem közelítik meg a Nagy Vörös Foltot.
[szerkesztés] Gyűrűk
A Szaturnuszhoz hasonlóan a Jupiter is rendelkezik gyűrűkkel, de ezek halványak, és főleg a holdakról származó porrészecskékből állnak.
[szerkesztés] Magnetoszféra
A Jupiter magnetoszférája a legnagyobb alakzat az egész Naprendszerben. Elnyúlik egészen a Szaturnusz pályáján túlra. Ha látható lenne, az esti égbolton nagyobbnak látszana, mint a telihold. Kb. 10-szer erősebb a földi magnetoszféránál. A forgástengely és a mágneses tengely 11°-os szöget zár be egymással úgy, hogy az északi mágneses pólus a déli földrajzi pólus közelében van, a déli pedig az északi pólus közelében (azaz polaritása a földinek fordítottja). A Jupiter magnetoszférájának mérete a napszél hatása miatt változik. A magnetoszféra kialakulásának oka valószínűleg a bolygó belsejében lévő folyékony fémszerű burok. A mágneses pólusoknál a magnetoszféra és a napszél részecskéinek interakciójából jön létre a Jupiter aurórája.
[szerkesztés] Keringés és forgás
A Jupiter naptávolsága (a pálya fél nagytengelye) 778,57 millió km (5,20 CsE), (sziderikus) keringési ideje 4332,589 nap, azaz 11,862 év. Napközelségben (perihélium) 740,52 millió km, míg naptávolban (afélium) 816,62 millió km a Naptól való távolsága. A bolygópálya excentricitása 0,0489, inklinációja 1,304°. Alakja a gömbtől erősen eltér, a gyors tengelyforgás miatt deformálódik. Sarki átmérője 134 000 km, egyenlítői átmérője 143 000 km, azaz a Nap átmérőjének kb. 10%-a. Az egyenlítői sáv - ez az egyenlítőtől északra és délre 10 foknyi távolság - forgási periódusa 9 óra 50 perc 30 másodperc, a nagyobb szélességeké 9 óra 55 perc 40 másodperc. Az egyenlítői sáv gyorsabb forgási periódusa valószínűleg egy erős légköri áramlásnak köszönhető, amely a bolygó forgási irányával megegyező irányú (azaz nyugatról keletre mozog).
[szerkesztés] Megfigyelés
[szerkesztés] Látható fény
Megfigyelhető szinte egész évben, júniustól este a keleti égen látható, akár 10-szeres nagyításnál is már látszik a korong alak. A holdak közül a Galilei-holdak láthatóak szabad szemmel (csak a Jupiter kitakarásával), azok közül a Ganymedes a legkönyebb célpont, maximális látszó távolsága 9' a Jupitertől, azaz a telihold átmérőjének harmada, fényessége 5,4 magnitúdó lehet.
[szerkesztés] Rádiótartomány
A 20 MHz-es sávban (leginkább 18 és 24 MHz között) kibocsátott elektromágneses sugárzása egy érzékeny, földi telepítésű rövidhullámú rádióvevőkészülékkel és a hozzá csatlakoztatott megfelelő külső antennával is hallható.[20][21] (rögzített hangminták: [3], [4], [5]) A vétel nem egyenletes, egyrészt mert a maga Jupiter sem látható állandóan a Föld forgása következtében, másrészt a sugárforrások a Jupiterhez képest kitüntetett helyekről indulnak ki, ezért a jelek vétele előtt érdemes a University of Florida Radio Observatory Online weboldalát felkeresni és a kb. 40 éves földi megfigyeléseken alapuló előrejelzéseket felhasználni ([22]). A Radio-Sky Publishing weboldaláról letölthető a Radio Jupiter nevű, Windowson futó program, ami a megfigyelési hely megadása után grafikusan ábrázolja a lehetséges megfigyelési időpontokat.
A megfigyelésre az este 10-től reggel 7-ig terjedő időszak a legalkalmasabb (feltéve, hogy ekkor lakhelyünkről nézve a Jupiter a látóhatár fölött van), mert a földi ionoszféra ekkor átjárhatóbb a Jupiter felől érkező jelek számára és általában kisebb a földi rádióadók által keltett zavar.
A legígéretesebb időszak az Ióval kapcsolatos három jelforrás megfigyelése, amik felbukkanása az Io keringésének megfelelően periodikusan várható.
A vevőkészüléken ki kell kapcsolni az AGC (automatikus erősítésszabályozás) funkciót, hogy ne nyomja el a gyengén hallható jeleket.
Mivel sok földi jelforrás is előfordulhat ezen a hullámsávon, a Jupiter felől érkező jelek vételének gyanúja esetén meg kell próbálni elhangolni a vevőt néhány, vagy akár néhányszor tíz kHz-cel följebb vagy lejjebb és várni 10-20 másodpercet. Mivel a Jupiter sugárzása széles spektrumú (nem egy jól meghatározható frekvencián történik, hanem egy sáv minden frekvenciáján), a jelek kisebb vagy nagyobb intenzitással elhangolva is újra hallhatók lesznek, míg a földi, keskeny spektrumú adások elhallgatnak. A Jupiterről jövő jelek vételi sávja néhányszáz kHz vagy akár néhány MHz szélességű lehet. Ha bármelyik frekvencián emberi vagy zenei hang, csipogás, morzekód, búgás vagy hasonló moduláció hallható, akkor földi interferenciáról van szó, ahonnan érdemes továbbhangolni a készüléket.
A Jupiter forgási periódusát gyakorlatilag az általa kisugárzott rádiójelek alapján tudták meghatározni. A jelek polarizáltak, ami mágneses tér hatására utal. Ha töltéssel rendelkező részecskék, mint az elektronok és a protonok mágneses mezőben mozognak, az útvonaluk megváltozik. A részecskék felgyorsulnak, és a mágneses mező vonalai körül spirálisan kezdenek haladni, a déli vagy az északi-sark felé. A gyorsulva haladó, töltéssel rendelkező részecskék elektromágneses sugárzást bocsátanak ki, aminek hullámhossza a töltött részecskék energiájától függ. A Jupiter mágneses mezejében haladó töltött részecskék energiája olyan, hogy rádióhullámok keletkeznek. Minél erősebb a mágneses mező, annál nagyobb frekvenciájú rádióhullámok keletkeznek. Ezt a rádiókibocsátást ciklotron-sugárzásnak hívják, a hasonló működésű, földi részecskegyorsítók neve után. Azt gondoljuk, hogy a Jupiter mágneses mezejében spirálisan mozgó elektronok az okai a hallható rádiózajnak. A dekaméteres (=tízméteres) rádióhullámok frekvenciája 10 és 40 MHz között van.
Az ilyen típusú rádióhullámok frekvenciája a Jupiter felől sosem megy 40 MHz fölé, úgy tűnik, ez a legnagyobb frekvencia. A rádióhullámok keletkezésének ismerete alapján, és tudva, hogy a frekvencia attól függ, hogy milyen erős a mágneses mező, meg tudjuk becsülni a Jupiter mágneses mezejének legnagyobb értékét.[23]
A Jupiter volt az első olyan bolygó, aminek rádiósugárzását a Földön észlelni tudták. A jeleket először 1955-ben, 22 MHz-en rögzítették (13,6 méteres hullámhossz) zajkitörések formájában, amik csúcsai olyan erősek voltak, hogy azon a hullámhosszon ez a sugárzás volt a legerősebb (a Nap legaktívabb időszakait kivéve). A rádióforrásokat három, jól elkülöníthető helyen azonosították, így ez volt az első bizonyíték a Jupiter mágneses terének létezésére. A későbbi vizsgálatok során deciméteres hullámhosszakon is észlelték a Jupiter rádiósugárzását. Szokás ezeket a hullámhosszuknak megfelelő „dekaméteres” (angol rövidítéssel: DAM) és „deciméteres” (angol rövidítéssel: DIM) sugárzásnak nevezni. E kettő közül a tízméteres hullámok az erősebbek.[24]
A Jupiter nem-hőmérsékleti rádiósugárzása keletkezése alapján kétfelé sorolható, az egyik a magnetoszférában zajló plazmafolyamatok révén keletkezik, míg a másik az ún. sugárzási övben keletkező szinkrotronsugárzásból származik.[25]
[szerkesztés] Az Io szerepe a rádiójelek keltésében
Az Io nagy méretű hold (mérete nagyjából a Föld Holdjának felel meg), de a hatalmas Jupiterhez mérten csak kicsiny égitest. Naprendszerünkben vulkanikusan ez a legaktívabb égitest. A Jupiter gravitációs ereje a hold belsejének anyagát folyamatosan mozgásban tartja, és a felszínére kényszeríti, aminek folyamatos vulkánkitörés a következménye. A kilövellés másodpercenként sok tonna anyagból, nagyrészt kénvegyületekből áll. Az anyag egy része kilökődik a világűrbe. Az űrbe kerülő molekulák hamarosan elveszítik elektronjaikat és ionizálttá (vagyis elektromosan töltötté) válnak, és a Jupiter mágneses terének csapdájába esnek. Ezek az ionok alkotják a Jupiter körül az ún. Io-gyűrűt (vagy Io-tóruszt).
A tudósok úgy találták, hogy az Io jelenléte erősíti a Jupiter felől érkező dekaméteres rádiójeleket. Ahogy az Io kering a Jupiter körül, bizonyos pozíciókban erősebb jeleket észleltek.
Amikor elektromos vezetőt mágneses térben mozgatunk, a vezetőben elektromos áram keletkezik. Ez a földi villamos generátorok működési elve is.
Minthogy elektronok vannak a Jupiter mágneses terében, az Io vékony atmoszférájával együtt elektromosan vezetőként mozog ebben a térben és a Jupiter és az Io között elektromos áram folyik, lényegében ez az áram táplálja a dekaméteres rádióhullámok keletkezését. Az áram erőssége a millió amperes nagyságrendben van.
A valóság persze ennél kissé bonyolultabb. Úgy tűnik, a Jupiter és az Io nem egyszerűen áramkört alkotnak, hanem az Io valamennyire megzavarja a Jupiter mágneses terét, ez a zavar az oka az elektromos áramnak és lényegében a rádiójelek keletkezésének.
Az Io pozícióját a Jupiterhez képest definiáljuk, ahogyan a Földről nézve látszik. Az Io nulla fokos fázisban van pontosan a Jupiter mögött. Fázisa növekszik, ahogy láthatóvá válik. 180 fok esetén éppen a Jupiter előtt, a Földről nézve középen van.
A rádióforrások egy része az Io fázisaihoz köthető, más részük nem. Amik nem köthetők az Ióhoz, azok lényegében bármikor észlelhetők lennének, de ezek erőssége gyengébb. Az Ióhoz köthető források erősebbek, ezért megfigyelésük relatíve könnyebb. Ezekből három van, amiket az angol ábécé első három betűjével jelölnek (Io-A, Io-B és Io-C).
[szerkesztés] Kutatás
[szerkesztés] Földi teleszkópok
Új sötét folt jelent meg a Jupiter déli pólusa környékén, amely feltehetően egy kisbolygó vagy üstökösmag becsapódási nyoma lehet. Anthony Wesley ausztrál amatőr csillagász július 19-én éjjel lefotózta a csapódás helyét, Magyarországról is készültek fényképek a jelenségről.[26]
[szerkesztés] Űrszondák
Voyager-1, Voyager-2, Galileo, Pioneer-10
[szerkesztés] Közelrepülések
1979. március 5-én a Voyager-1 280 ezer km-re közelítette meg a Jupitert, melynek gravitációja segítségével 14 km/s-ra gyorsult, így folytathatta útját a Szaturnusz felé. Két nap alatt több Jupiter-holdat is megközelített, köztük az Amaltheát, az Iót, az Európát és a Ganymedest. Január 24-től kezdve készített felvételeket az óriásbolygóról. A szűk látószögű kamerával 40 millió km-ről készült képek sokkal élesebbek voltak a Pioneer-10 és Pioneer-11 által készített képeknél. Közben a szonda adatokat gyűjtött a légkör összetételéről: 82% hidrogén, 17% hélium, 0,05% metán, 0,01% ammónia, vízgőz, kén, nitrogén stb.
[szerkesztés] Galileo küldetés
Bővebben: Galileo űrszonda
Eddig csak egyetlen űrszonda, a Galileo állt pályára a Jupiter körül, 1995. december 7-én. Több mint hét éven keresztül keringett a bolygó körül, miközben többször megközelítette a Galilei-holdakat és az Amaltheát. Az űrszonda szemtanúja volt a Shoemaker–Levy 9 üstökös 1994-es becsapódásának a Jupiterbe. A Galileo eredetileg tervezett adatgyűjtő kapacitását erősen korlátozta a nagy nyereségű antenna meghibásodása.[27]
1995 júliusában egy légköri szonda indult el a Galileoról, december 7-én belépett a bolygó légkörébe. 150 km-re hatolt be a légkörbe, 57,6 percen keresztül adatokat gyűjtött mielőtt a nagy nyomás (22 atmoszféra és 153 °C hőmérséklet) hatására összetört.[28] A Galileo nagyjából ugyanilyen sorsra jutott, amikor 2003. szeptember 21-én szándékosan irányították a bolygó légkörébe több mint 50 km/s sebességgel. Így elkerülték bármilyen lehetőségét az Europé hold beszennyezésének, amelyről feltételezték, hogy akár életet is hordozhat.[27]
[szerkesztés] Holdak
Bővebben: Jupiter-holdakA Jupiternek jelenleg 63 holdja ismert. A négy legnagyobbat (Io, Europé, Kalliszto, Ganümédész) Galilei-holdaknak nevezik, felfedezőjük Galileo Galilei után, aki 1610-ben észlelte őket. A következő négy évszázadban további kilenc kisebb holdat fedeztek fel a csillagászok földi távcsöveikkel. 1979-ben a Voyager-1 űrszonda három újabbat talált, ezzel az ismert holdak száma 16-ra emelkedett. Később a fejlettebb technológiáknak köszönhetően további holdakat fedeztek fel a csillagászok; ezek kicsi, átlagosan 3 km átmérőjű aszteroidák, amelyeket befogott a Jupiter gravitációs tere. A jelenlegi 63 hold több, mint amennyi bármely más bolygónak van, de valószínűleg még sok kisebb, ismeretlen hold is kering a Jupiter körül.
[szerkesztés] Holdak osztályozása
| Szabályos holdak | Belső csoport | A belső csoport négy kis holdból áll, melyek nagyon közel vannak a bolygóhoz, átmérőjük kisebb 200 km-nél. |
| Galilei-holdak | Ez a négy hold, melyeket Galileo Galilei és Simon Marius párhuzamosan fedezett fel, 400 000 és 2 000 000 km között keringenek. Némelyikük a naprendszer legnagyobb holdjai közé tartozik. | |
| Szabálytalan holdak | Themisto | Ez a csoport egyetlen holdból áll, mely a Galilei-holdak és a Himalia csoport között félúton kering. |
| Himalia csoport | Hasonló pályájú holdak csoportja, melyek 11 000 000–12 000 000 km-re keringenek a Jupitertől. | |
| Carpo | Szintén egy egyedüli hold, mely az Ananke csoport belső élénél található. | |
| Ananke csoport | Bizonytalan határral rendelkező csoport, átlagosan 21 276 000 km-re a Jupitertől, és átlagosan 149 fokos inklinációval. | |
| Carme csoport | Határozottan elkülönülő csoport, átlagosan 23 404 000 km-re a Jupitertől, és átlagosan 165 fokos inklinációval. | |
| Pasiphaë csoport | Az összes külső holdat magában foglaló szétszórt csoport. |
[szerkesztés] Kölcsönhatás a Naprendszerrel
[szerkesztés] Lásd még
[szerkesztés] Források
- ^
- ^ Gautier, D.; Conrath, B.; Flasar, M.; Hanel, R.; Kunde, V.; Chedin, A.; Scott N. (1981.). „The helium abundance of Jupiter from Voyager”. Journal of Geophysical Research 86: 8713-8720.
- ^ Kunde, V. G. et al, (2004. szeptember 10.). „Jupiter's Atmospheric Composition from the Cassini Thermal Infrared Spectroscopy Experiment”. Science 305 (5690): 1582-1586. Hozzáférés ideje: 2006. április 15.
- ^ Kim, S. J.; Caldwell, J.; Rivolo, A. R.; Wagner, R. (1985.). „Infrared Polar Brightening on Jupiter III. Spectrometry from the Voyager 1 IRIS Experiment”. Icarus 64: 233-248. DOI:10.1016/0019-1035(85)90201-5.
- ^
- ^
- ^
- ^ Guillot, Tristan (1999.). „Interiors of Giant Planets Inside and Outside the Solar System”. Science 286 (5437): 72-77.
- ^ Burrows, A.; Hubbard, W. B.; Saumon, D.; Lunine, J. I. (1993.). „An expanded set of brown dwarf and very low mass star models”. Astrophysical Journal 406 (1): 158-171.
- ^ Queloz, Didier. „VLT Interferometer Measures the Size of Proxima Centauri and Other Nearby Stars”, European Southern Observatory, 2002. november 19. (Hozzáférés ideje: 2007. január 12.)
- ^ Elkins-Tanton, Linda T.. Jupiter and Saturn. New York: Chelsea House. ISBN 0-8160-5196-8 (2006)
- ^ Guillot, T.; Stevenson, D. J.; Hubbard, W. B.; Saumon, D..szerk.: Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B.: Chapter 3: The Interior of Jupiter, Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. ISBN 0521818087 (2004)
- ^ Bodenheimer, P. (1974.). „Calculations of the early evolution of Jupiter”. Icarus 23: 319-325. Hozzáférés ideje: 2007. február 1.
- ^ Guillot, T.; Gautier, D.; Hubbard, W. B. (1997.). „New Constraints on the Composition of Jupiter from Galileo Measurements and Interior Models”. Icarus 130: 534-539.
- ^ Guillot, T. (1999.). „A comparison of the interiors of Jupiter and Saturn”. Planetary and Space Science 47 (10-11): 1183-1200.
- ^
- ^
- ^ Kerr, Richard A. (2000.). „Deep, Moist Heat Drives Jovian Weather”. Science 287 (5455): 946 - 947. Hozzáférés ideje: 2007. február 24.
- ^ Sommeria, Jöel, Steven D. Meyers & Harry L. Swinney (1988. 25 February). „Laboratory simulation of Jupiter's Great Red Spot”. Nature 331: 689-693.
- ^ http://naturalradiolab.com/content/view/9/10/ Jupiter natural radio
- ^ http://radiojove.gsfc.nasa.gov/ Radio Jove - Solar & Planetary Radio Astronomy for Schools, NASA project
- ^ University of Florida Radio Observatory Online
- ^ http://radiojove.gsfc.nasa.gov/library/sci_briefs/decametric.htm The Jovian Decametric Radio Emission, by Dr. Leonard N. Garcia
- ^ http://www.britannica.com/EBchecked/topic/308403/Jupiter/54261/Radio-emission Encyclopedia Britannica (online): Jupiter - The atmosphere - Radio emission, elérés: 2009-06-03
- ^ Exploration of the Jovian electromagnetic environment by using decameter and decimeter radio waves, Masahide Iizima, Hiroaki Misawa, Fuminori Tsuchiya, Takayuki Ono, Akira Morioka - http://wwwsoc.nii.ac.jp/jepsjmo/cd-rom/2002cd-rom/pdf/e079/e079-016_e.pdf
- ^ http://index.hu/tudomany/urkutatas/2009/07/21/valami_becsapodott_a_jupiterbe/
- ^ a b
- ^
[szerkesztés] Külső hivatkozások
|
|||||||||||||||||
