Jowisz

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania
Ujednoznacznienie Ten artykuł dotyczy planety. Zobacz też: inne znaczenia tego słowa.
Jowisz  Astronomiczny symbol Jowisza
Kliknij obrazek, aby go powiększyć

Mozaika zdjęć Jowisza wykonanych w 2000 przez sondę Cassini. Widoczny jest cień księżyca Europa.

Odkrycie
Odkrywca Nieznany
Data odkrycia Znany w starożytności
Charakterystyka orbity (J2000)
Średnia odległość
od Słońca
778 412 020 km
5,203 36 j.a.
Długość orbity 4,774 Tm
31,912 2 j.a.
Mimośród 0,048 392 66
Peryhelium 740 742 600 km
4,951 558 43 j.a.
Aphelium 816 081 455 km
5,455 167 59 j.a.
Okres orbitalny 4 333,286 7 dni
(11,8565 lat)
Okres synodyczny 398,86 dni
Prędkość orbitalna min. – 12,44 km/s
śred. – 13,07 km/s
maks. – 13,72 km/s
Inklinacja 1,305° (6,09° do płaszczyzny równika Słońca)
Satelity naturalne 67[1]
Fizyczne właściwości
Średnica równikowa 142 984 km
(11,209 Ziemi)
Średnica biegunowa 133 708 km
(10,517 Ziemi)
Spłaszczenie 0,06487
Powierzchnia 62,1796×109 km²
(120,5 Ziemi)
Objętość 142,55×1013 km³
 (1321,3 Ziemi)
Masa 1,8986×1027 kg
(317,83 Ziemi, 0,00095 M)
Gęstość 1,326 g/cm³
Przyspieszenie grawitacyjne
na równiku
24,79 m/s²
(2,530 g)[2]
Prędkość ucieczki 59,5 km/s
(5,32 ziemskiej)
Okres rotacji 9 h 55 min 30 s
Prędkość obrotu
na równiku
45 360 km/h
(12,6 km/s)
Nachylenie osi 3,12°
Deklinacja 64,49°
Albedo 0,52
Temperatura
powierzchni
min – 110 K (−163 °C)
śred. – 152 K (−121 °C)
max – b.d.
Insolacja 50,50 W/m²[2]
Budowa atmosfery
Ciśnienie 70 kPa
Wodór ~86%
Hel ~14%
Metan ~0,1%
Para wodna ~0,1%
Amoniak ~0,02%
Etan ~0,0002%
Fosforowodór ~0,0001%
Siarkowodór <0,0001%

Jowisz – piąta w kolejności oddalenia od Słońca i największa planeta Układu Słonecznego[3]. Jego masa jest nieco mniejsza niż jedna tysięczna masy Słońca, a zarazem dwa i pół raza większa niż łączna masa wszystkich innych planet w Układzie Słonecznym. Wraz z Saturnem, Uranem i Neptunem tworzy grupę gazowych olbrzymów, nazywaną czasem również planetami jowiszowymi.

Planetę znali astronomowie w czasach starożytnych, była związana z mitologią i wierzeniami religijnymi wielu kultur. Rzymianie nazwali planetę na cześć najważniejszego bóstwa swojej mitologiiJowisza[4]. Obserwowany z Ziemi Jowisz może osiągnąć jasność do −2,95m. Jest to trzeci najjaśniejszy obiekt na nocnym niebie po Księżycu i Wenus (okresowo, w momencie wielkiej opozycji, jasnością może mu dorównywać Mars).

Największa planeta Układu Słonecznego składa się w trzech czwartych z wodoru i w jednej czwartej z helu; może posiadać także skaliste jądro złożone z cięższych pierwiastków. Ze względu na szybką rotację przybiera kształt spłaszczonej elipsoidy obrotowej (ma niewielkie, ale zauważalne zgrubienie w płaszczyźnie równika). Powierzchnię planety, którą stanowią nieprzezroczyste wyższe warstwy atmosfery, pokrywa kilka warstw chmur, układających się w charakterystyczne pasy widoczne z Ziemi[5]. Najbardziej znanym szczegółem jego powierzchni jest odkryta w XVII wieku przy pomocy teleskopu Wielka Czerwona Plama, będąca antycyklonem o średnicy większej niż średnica Ziemi. Wokół planety istnieją słabo widoczne pierścienie i potężna magnetosfera. Posiada co najmniej 67 księżyców. Cztery największe, zwane galileuszowymi, odkrył Galileusz w 1610. Ganimedes, największy z księżyców, ma średnicę większą niż planeta Merkury.

Planeta była wielokrotnie badana przez sondy, zwłaszcza na początku programu Pioneer i programu Voyager, a następnie przez sondę Galileo. Ostatnia wizyta sondy w okolicach Jowisza miała miejsce pod koniec lutego 2007, wiązała się z misją New Horizons mającą zbadać Plutona. Sonda użyła pola grawitacyjnego Jowisza, aby zwiększyć swoją prędkość. W przyszłości planuje się wysłanie misji mającej badać księżyce lodowe w systemie Jowisza, w tym Europę, posiadającą pod lodową powierzchnią wodny ocean.

Struktura[edytuj | edytuj kod]

Jowisz należy do gazowych olbrzymów; oznacza to, że w niewielkim stopniu składa się z substancji stałych. Stanowi największą planetę w Układzie Słonecznym, o średnicy równikowej 142 984 km[2]. Jego gęstość wynosi 1,326 g/cm³[2]; jest drugi pod względem gęstości spośród planet-olbrzymów, ale jego gęstość jest mniejsza niż każdej spośród czterech planet wewnętrznych.

Skład atmosfery[edytuj | edytuj kod]

Objętościowo atmosfera Jowisza składa się z około 88–92% wodoru i 8–12% helu (około 1% atmosfery stanowią metan, woda i amoniak). Atom helu jest cztery razy cięższy niż atom wodoru[6], więc skład liczony według masowego udziału różnych substancji w atmosferze jest inny. Pod względem masy atmosfera Jowisza składa się w około 75% z wodoru i 24% helu, około 1% masy stanowią pozostałe składniki. Wnętrze Jowisza zawiera gęstsze substancje tak, że jego skład to mniej więcej 71% wodoru, 24% helu i 5% innych pierwiastków. Atmosfera zawiera śladowe ilości metanu, pary wodnej, amoniaku i związków krzemu. Są też ślady węgla, etanu, siarkowodoru, neonu, tlenu, fosforowodoru, i siarki. Najbardziej zewnętrzna warstwa atmosfery zawiera amoniak w postaci kryształów[7][8]. Poprzez obserwacje w podczerwieni i nadfiolecie znaleziono także śladowe ilości benzenu i innych węglowodorów[9].

Atmosferyczne proporcje wodoru i helu są bardzo zbliżone do teoretycznego składu pierwotnej mgławicy słonecznej, jednak neon w górnych warstwach atmosfery występuje tylko w stężeniu masowym 20 ppm, co stanowi około jedną dziesiątą stężenia występującego na Słońcu[10]. Atmosfera jest także nieco uboższa w hel – jest w niej około 80% zawartości helu w Słońcu. Zmniejszenie jego zawartości może być wynikiem skraplania się i opadów helu do jej głębszych warstw[11]. Zawartość cięższych gazów obojętnych w atmosferze Jowisza jest około dwa do trzech razy większa niż na Słońcu.

Na podstawie spektroskopii uważa się, że Saturn ma skład podobny do Jowisza, ale dalsze planety-olbrzymy, Uran i Neptun, zawierają znacznie mniej wodoru i helu[12]. Ze względu na brak badań przeprowadzonych przez próbniki atmosferyczne, brak jest szczegółowych danych dotyczących planet krążących dalej niż Saturn[13].

Masa[edytuj | edytuj kod]

Porównanie wielkości Ziemi i Jowisza, w tym Wielkiej Czerwonej Plamy

Masa Jowisza jest 2,5 razy większa od całkowitej masy wszystkich pozostałych planet. Jest on tak masywny, że powoduje przesunięcie się barycentrum Układu Słonecznego ponad powierzchnię Słońca (środek masy układu Słońce-Jowisz leży w odległości 1,068 promienia słonecznego od środka gwiazdy). Mimo że średnica tej planety jest 11 razy większa niż średnica Ziemi, to ma ona znacznie mniejszą gęstość. Objętość Jowisza jest 1321 razy większa od objętości Ziemi, a jego masa 318 razy większa od masy Ziemi[2][14]. Jowisz ma promień równy 0,1 promienia Słońca[15], masę równą 0,001 masy Słońca, co powoduje że ma podobną do niego gęstość[16]. Masa Jowisza (MJ lub MJup) jest często używana jako jednostka przy określaniu masy innych obiektów, w szczególności planet pozasłonecznych oraz brązowych karłów. Na przykład planeta HD 209458 b ma masę 0,64 MJ, a COROT-7 b ma masę 0,0151 MJ[17].

Gdyby Jowisz znacznie zwiększył swoją masę, to jednocześnie skurczyłby się. Przy małych zmianach masy promień planety typu gazowego olbrzyma niemal nie zmienia się, a przy około czterech masach Jowisza wnętrze staje się na tyle sprężone pod wpływem zwiększonej siły grawitacji, że objętość planety maleje, mimo wzrastającej ilości materii. Z tego powodu uważa się, że Jowisz jest planetą o maksymalnej średnicy, jaką może osiągnąć ciało o takim składzie i ewolucji. Niektóre planety pozasłoneczne mają większe średnice, ale są to ciała krążące znacznie bliżej gwiazd; większe rozmiary są skutkiem znacznie większego nasłonecznienia i temperatury. Proces dalszego kurczenia się przy wzroście masy trwa aż do momentu zapłonu reakcji termojądrowych, który może zajść w przypadku brązowego karła o masie około 50 mas Jowisza[18]. Z tego powodu niektórzy astronomowie nazywają Jowisza „nieudaną gwiazdą”, choć nie jest jasne, czy procesy związane z tworzeniem się planet takich jak Jowisz są podobne do procesów formowania układów gwiazd wielokrotnych.

Pomimo, że Jowisz musiałby być około 75 razy masywniejszy, aby stać się gwiazdą, najmniejszy znany czerwony karzeł ma tylko o około 16 procent większy promień niż ta planeta[19][20]. Mimo niemożności zachodzenia reakcji termojądrowych we wnętrzu, Jowisz wypromieniowuje więcej ciepła niż otrzymuje od Słońca. Ilość ciepła wyprodukowanego wewnątrz planety jest prawie równa ilości otrzymywanej od Słońca[21]. To dodatkowe promieniowanie jest generowane zgodnie z mechanizmem Kelvina-Helmholtza przez adiabatyczną kontrakcję. W wyniku tego procesu promień planety zmniejsza się o około 3 cm rocznie[22]. Po powstaniu, Jowisz był znacznie gorętszy, przez co miał około dwa razy większą średnicę niż obecnie[23].

Budowa wewnętrzna[edytuj | edytuj kod]

Model budowy wewnętrznej Jowisza, ze skalistym jądrem otoczonym warstwą metalicznego wodoru

Uważa się, że Jowisz składa się z gęstego jądra zawierającego różne pierwiastki, otoczonego warstwą ciekłego metalicznego wodoru z dodatkiem helu, oraz warstwy zewnętrznej, złożonej głównie z wodoru cząsteczkowego[22]. Poza tym ogólnym zarysem struktura wnętrza jest nieznana. Jądro jest często opisywane jako skaliste, ale jego dokładny skład jest nieznany, podobnie jak właściwości materiałów w temperaturze i ciśnieniu panującym na tych głębokościach (patrz niżej). W 1997 istnienie jądra zostało zasugerowane przez pomiary grawitacyjne[22] wskazujące, że ma ono masę od 12 do 45 mas Ziemi, czyli około 3–15% całkowitej masy Jowisza[21][24]. Obecność jądra przez przynajmniej część historii Jowisza jest sugerowana przez modele powstawania planet, zgodnie z którymi początkowo tworzy się skaliste lub lodowe jądro, wystarczająco masywne aby przyciągnąć wielką ilość wodoru i helu z mgławicy protosłonecznej. W późniejszej historii planety jądro, jeżeli istniało, mogło ulec zmniejszeniu, gdyż prądy konwekcyjne w gorącym, ciekłym wodorze metalicznym mogły zmieszać się ze stopioną materią jądra i wynieść ją w wyższe warstwy wnętrza planety. Jądro obecnie może nawet nie istnieć; pomiary pola grawitacyjnego nie były dostatecznie precyzyjne, aby odrzucić tę hipotezę[22][25].

Niepewność modeli jest związana z marginesem błędu w dotychczasowych pomiarach parametrów: jednego ze współczynników rotacyjnych (J6) używanego do opisania momentu grawitacyjnego, równikowego promienia Jowisza i temperatury na poziomie, na którym ciśnienie ma wartość 1 bara. Misja Juno, zaplanowana na sierpień 2011, ma na celu zmniejszenie niepewności tych parametrów, a tym samym osiągnięcie postępów w modelowaniu wnętrza Jowisza[26].

Jądro jest otoczone gęstym wodorem metalicznym, który rozciąga się na zewnątrz do około 78% promienia planety[21]. Opady kropli helu i neonu w głąb planety przez tę warstwę, powodują zubożenie górnej atmosfery Jowisza w te pierwiastki[11][27].

Ponad warstwą metalicznego wodoru znajduje się przejrzysta wewnętrzna atmosfera, w której znajduje się ciekły i gazowy wodór; warstwa gazowa rozciąga się od podstawy chmur do głębokości około 1000 km[21]. Zamiast wyraźnej granicy lub powierzchni między różnymi fazami wodoru, gaz prawdopodobnie płynnie przechodzi w ciecz[28][29]. Taka sytuacja ma miejsce, gdy temperatura jest wyższa od temperatury krytycznej substancji, która dla wodoru jest równa 33 K[30].

Temperatura i ciśnienie wnętrza rośnie z głębokością. W obszarze przejścia fazowego, w którym ciekły wodór – podgrzewany jest ponad punkt krytyczny – staje się metaliczny, szacuje się, że temperatura osiąga 10 000 K, a ciśnienie – 200 GPa. Temperaturę na granicy jądra ocenia się na 36 000 K, a ciśnienie na 3000–4500 GPa[21].

Atmosfera[edytuj | edytuj kod]

Jowisz ma największą atmosferę z planet w Układzie Słonecznym, mającą ponad 5000 km wysokości[31][32]. Jowisz nie posiada stałej powierzchni, za podstawę jego atmosfery uznaje się miejsce, w którym ciśnienie atmosferyczne jest równe 10 barów, czyli jest dziesięć razy większe od ciśnienia na powierzchni Ziemi[31].

Warstwy chmur[edytuj | edytuj kod]

Animacja ukazująca rotację chmur Jowisza. Planeta jest mapowana w odwzorowaniu walcowym. Link do pełnowymiarowej animacji: 1799×720 pikseli.

Jowisz jest stale pokryty chmurami składającymi się z kryształów amoniaku i ewentualnie wodorosiarczku amonu. Chmury znajdują się w tropopauzie i układają się w pasma w różnych szerokościach jowigraficznych. Dzieli się je na jaśniejsze „strefy” i ciemniejsze „pasy”. Wzajemne oddziaływanie tych struktur powoduje powstanie turbulencji i układów burzowych. Prędkość wiatru w tych regionach często dochodzi do 100 m/s (360 km/h)[33]. Strefy zaobserwowano na różnych szerokościach; ich kolor i intensywność zmienia się z roku na rok, ale pozostają one wystarczająco stabilne, by astronomowie nadali im nazwy[14].

Warstwa chmur ma tylko około 50 km grubości, a składa się co najmniej z dwóch pokładów chmur: grubego dolnego pokładu i cienkiego jaśniejszego regionu. Poniżej warstwy tworzonej przez amoniak może również istnieć cienka warstwa chmur wodnych, o czym świadczą błyski piorunów wykryte w atmosferze Jowisza[21] (cząsteczki wody są polarne i przyczyniają się do rozdzielenia ładunków, niezbędnego dla powstania błyskawic). Te wyładowania elektryczne mogą być nawet tysiąc razy potężniejsze niż błyskawice na Ziemi[34]. Woda może tworzyć superkomórki burzowe, napędzane przez dopływ ciepła z wnętrza planety[35].

Pomarańczowe i brązowe zabarwienie chmur Jowisza jest spowodowane przez związki, które zmieniają kolor pod wpływem promieniowania nadfioletowego Słońca. Ich dokładny skład pozostaje nieznany, ale przypuszcza się występowanie fosforu, siarki i ewentualnie węglowodorów[21][36]. Związki te, odpowiedzialne za barwę chromofory, mieszają się z cieplejszym, niższym pokładem chmur. Jasne strefy powstają, gdy ruch wznoszący w obrębie komórek konwekcyjnych powoduje krystalizację amoniaku, którego kryształki zakrywają niższe chmury[37].

Małe nachylenie osi obrotu Jowisza oznacza, że bieguny stale otrzymują znacznie mniej słonecznego promieniowania niż okolice równika. Jednocześnie konwekcja we wnętrzu planety transportuje więcej energii w okolice biegunów, przez co temperatury na poziomie chmur ulegają wyrównaniu[14].

Burze[edytuj | edytuj kod]

Widok Wielkiej Czerwonej Plamy na Jowiszu i jej otoczenia został uwieczniony przez sondę Voyager 1 w dniu 25 lutego 1979, kiedy pojazd kosmiczny był w odległości 9,2 miliona km od Jowisza. Widoczne są szczegóły chmur o rozmiarach 160 km. Barwny, falisty układ chmur na lewo od Wielkiej Czerwonej Plamy jest regionem o niezwykle złożonym i zmiennym ruchu falowym. Biała owalna burza, bezpośrednio poniżej Wielkiej Czerwonej Plamy, ma rozmiar w przybliżeniu równy średnicy Ziemi.

Najbardziej znaną cechą Jowisza jest Wielka Czerwona Plama, trwały antycyklon, znajdujący się 22° na południe od równika, którego średnica jest większa od średnicy Ziemi. O jego istnieniu wiadomo od co najmniej 1831[38]; prawdopodobnie zaobserwowano go już w 1665[39]. Modele matematyczne wskazują, że burza jest stabilna i jest stałą cechą planety[40]. Ten układ burzowy jest wystarczająco duży, aby móc obserwować go z Ziemi przez teleskop o średnicy 12 cm[41].

Okres obrotu Wielkiej Czerwonej Plamy wynosi około sześciu dni[42]. Ma ona rozmiar 24 000–40 000 km × 12 000–14 000 km. Jest wystarczająco duża, aby w swoim wnętrzu pomieścić dwie lub trzy planety o średnicy Ziemi[43]. Wznosi się maksymalnie na około 8 km ponad górną warstwę sąsiednich chmur[44].

Burze takie jak ta występują powszechnie w atmosferze gazowego giganta. Na Jowiszu występują również białe i brązowe owale, które nie posiadają nazwy. Na białe owale składają się zwykle stosunkowo chłodne chmury, położone w górnych warstwach atmosfery. Owale brązowe są cieplejsze i znajdują się na „normalnym” poziomie chmur. Takie burze mogą trwać zaledwie kilka godzin, ale mogą również istnieć przez setki lat.

Film poklatkowy ze zbliżenia Voyagera I do Jowisza, pokazujący ruch pasów i stref w atmosferze planety, a także obrót Wielkiej Czerwonej Plamy. Film w pełnej rozdzielczości: 600×600 pikseli.

Jeszcze zanim misja Voyagera wykazała jednoznacznie, że Wielka Czerwona Plama jest układem burzowym, istniały argumenty na to, że nie może ona być bezpośrednio związana z żadnym zjawiskiem zachodzącym w głębi planety. Plama obraca się bowiem w sposób odmienny od pozostałej części atmosfery, czasem szybciej, czasem wolniej. W trakcie swojej historii kilkukrotnie obiegła planetę w stosunku do jakiegokolwiek innego ustalonego punktu na powierzchni.

Na skutek połączenia kilku białych owali w 2000 w atmosferze półkuli południowej uformowało się zjawisko podobne do Wielkiej Czerwonej Plamy, jednak mniejsze. Białe owale wchodzące w skład burzy zostały po raz pierwszy zaobserwowane w 1938. Od czasu powstania wzrosła ona na sile i zmieniła kolor z białego na czerwony[45][46][47]. Nowo powstały układ burzowy określa się nazwą Owal BA lub Mała Czerwona Plama.

Pierścienie Jowisza[edytuj | edytuj kod]

Information icon.svg Osobny artykuł: Pierścienie Jowisza.
Pierścienie Jowisza

Jowisz ma słaby układ pierścieni, składający się z trzech głównych segmentów: wewnętrznego torusa cząsteczek zwanego halo, stosunkowo jasnego pierścienia głównego, oraz zewnętrznego pierścienia ażurowego[48]. Pierścienie te wydają się zbudowane z pyłu, a nie z lodu jak pierścienie Saturna[21]. Główny pierścień jest prawdopodobnie zbudowany z materiału wyrzuconego na skutek uderzeń mikrometeorytów z księżyców Adrastei i Metis. Materiał, zamiast opaść z powrotem na księżyc, trafia na orbitę wokół Jowisza ze względu na silny wpływ jego grawitacji. Trajektorie wyrzuconych cząstek sprowadzają je w stronę Jowisza, a nowy materiał jest dodawany przez kolejne uderzenia[49]. W podobny sposób, księżyce Tebe i Amaltea prawdopodobnie wytwarzają dwa zewnętrzne pierścienie ażurowe[49]. Istnieją również dowody na istnienie pasma skalistych cząstek na orbicie Amaltei, które mogły zostać wyrzucone przez impakty z powierzchni tego księżyca[50].

Magnetosfera[edytuj | edytuj kod]

Schemat magnetosfery Jowisza; turkusowe linie to linie pola magnetycznego, na czerwono zaznaczono torus zjonizowanej materii na orbicie Io, żółty kolor wskazuje położenie chmury neutralnych cząstek pochodzących z księżyca.

Pole magnetyczne Jowisza jest 14 razy silniejsze od ziemskiego pola, osiągając wartości od 0,42 mT (4,2 gausy) na równiku do 1,0–1,4 mT (10–14 Gs) na biegunach. Jest ono najsilniejszym naturalnym polem magnetycznym w Układzie Słonecznym (z wyjątkiem plam słonecznych[37]). Uważa się, że pole magnetyczne Jowisza jest wytwarzane przez prądy wirowe – zawirowania przepływu materiałów przewodzących – wewnątrz płaszcza metalicznego wodoru. Pole, tworzące na zewnątrz planety rozległą magnetosferę, zatrzymuje zjonizowane cząstki wiatru słonecznego. Elektrony pochodzące z plazmy uwięzionej w magnetosferze (porównaj z pasami Van Allena) jonizują dwutlenek siarki, dostarczany przez aktywność wulkaniczną na księżycu Io, tworzący chmurę w kształcie torusa wokół planety. W magnetosferze są również uwięzione cząsteczki wodoru z atmosfery Jowisza. Elektrony w magnetosferze generują szum radiowy w zakresie 0,6–30 MHz[51].

W odległości około 75 promieni Jowisza od planety, oddziaływanie magnetosfery i wiatru słonecznego tworzy łukową falę uderzeniową. Odległość magnetopauzy Jowisza w kierunku Słońca podlega fluktuacjom, spowodowanym zmianami w ciśnieniu wiatru słonecznego. Magnetopauza tworzy wewnętrzną krawędź płaszcza magnetycznego (ang. magnetosheath), gdzie pole magnetyczne planety staje się słabe i niezorganizowane. Wiatr słoneczny ma silny wpływ na kształt tego regionu, powodując wydłużanie się magnetosfery po „zawietrznej” stronie Jowisza tworząc „ogon magnetyczny” (ang. magnetotail), który sięga niemal orbity Saturna. Orbity czterech największych księżyców Jowisza znajdują się w obrębie magnetosfery, która chroni je przed wiatrem słonecznym[21] i jednocześnie powoduje bombardowanie ich powierzchni wysokoenergetyczną plazmą.

Zorza polarna na Jowiszu. Trzy jasne punkty tworzą strumienie indukcji magnetycznej sięgające do księżyców Io (lewy), Ganimedesa (u dołu) i Europy (także u dołu). Prócz tego, widoczny jest bardzo jasny, prawie kołowy region zwany głównym owalem i słabsze zorze.

Magnetosfera jest przyczyną emisji fal radiowych z okolic biegunów Jowisza. Proces ten zaczyna się, gdy na skutek aktywności wulkanicznej Io do magnetosfery Jowisza wprowadzane są gazy, które tworzą torus wokół planety. Ruch księżyca przez ten torus powoduje powstawanie fal Alfvéna, które przenoszą zjonizowaną materię w okolice biegunów Jowisza. W rezultacie fale radiowe są generowane jako promieniowanie cyklotronowe, a energia jest emitowana wzdłuż powierzchni stożkowej. Kiedy Ziemia przecina ten stożek, natężenie fal radiowych z Jowisza może przekroczyć natężenie fal emisji słonecznej[52].

Orbita i obrót[edytuj | edytuj kod]

Jowisz jest jedyną planetą, dla której środek masy układu planeta-Słońce znajduje się ponad powierzchnią Słońca, choć w odległości zaledwie 7% promienia gwiazdy[53]. Średnia odległość między Jowiszem a Słońcem to 778 milionów km (około 5,2 razy więcej niż odległość od Ziemi do Słońca, czyli 5,2 j.a.). Okres obiegu planety wokół Słońca to 11,86 lat[2]. Jest on równy dwóm piątym okresu orbitalnego Saturna, co powoduje istnienie rezonansu pomiędzy dwoma największymi planetami Układu Słonecznego[54]. Eliptyczna orbita Jowisza jest nachylona o 1,31° w stosunku do orbity Ziemi. Ze względu na mimośród równy 0,048, odległość Jowisza od Słońca zmienia się o 75 milionów km pomiędzy peryhelium i aphelium, czyli odpowiednio najbliższym i najbardziej oddalonym punktem orbity planety.

Nachylenie osi obrotu Jowisza jest stosunkowo niewielkie – tylko 3,13°[2]. W wyniku tego na planecie nie zachodzą wyraźne zmiany pór roku, w przeciwieństwie na przykład do Ziemi i Marsa[55].

Jowisz jest planetą najszybciej obracającą się wokół własnej osi ze wszystkich planet Układu Słonecznego – jego okres obrotu wynosi niecałe dziesięć godzin. Powoduje to powstanie wybrzuszenia równikowego, łatwo dostrzegalnego z Ziemi nawet przez amatorski teleskop. Przyspieszenie odśrodkowe wynikające z tego obrotu na równiku ma wartość około 1,67 m/s², w porównaniu z przyspieszeniem grawitacyjnym na równiku równym 24,79 m/s². W efekcie wypadkowe przyspieszenie odczuwalne na równiku ma wartość tylko 23,12 m/s². Planeta ma kształt spłaszczonej elipsoidy obrotowej, co oznacza, że średnica mierzona na równiku jest większa niż średnica mierzona między jej biegunami geograficznymi. Na Jowiszu różnica między średnicą równikową a biegunową wynosi 9275 km[29].

Obserwacje[edytuj | edytuj kod]

Jowisz w maksimum jasności jest czwartym najjaśniejszym obiektem na niebie (po Słońcu, Księżycu i Wenus)[37], przy czym jest najjaśniejszą "gwiazdą" którą można obserwować przez całą noc, jednak czasem Mars bywa nieco jaśniejszy od Jowisza. W zależności od pozycji Jowisza w odniesieniu do Ziemi, jego obserwowana wielkość gwiazdowa może się zmieniać od −2,9m w opozycji do −1,6 podczas koniunkcji ze Słońcem. Średnica kątowa Jowisza waha się od 50,1 do 29,8 sekundy[2]. Wielka opozycja występuje, gdy Jowisz przechodzi przez peryhelium, co następuje raz w ciągu roku jowiszowego (ok. 12 lat). W związku z tym, że Jowisz zbliżył się do peryhelium, które osiągnął w marcu 2011, we wrześniu 2010 miała miejsce ostatnia wielka opozycja[56].

Fragment toru ruchu Jowisza względem gwiazd

Ziemia wyprzedza Jowisza w ruchu orbitalnym wokół Słońca co 398,9 dni; okres ten zwany jest okresem synodycznym. Kiedy ma to miejsce, Jowisz porusza się ruchem wstecznym w stosunku do gwiazd tła, zakreślając na sferze niebieskiej pętlę.

W przybliżeniu 12-letni okres orbitalny Jowisza odpowiada 12 astrologicznym znakom zodiaku; ich pochodzenie może wiązać się z tą obserwacją[14]. W każdej kolejnej opozycji Jowisz znajduje się około 30° dalej na wschód, niż podczas poprzedniej, a zatem w kolejnej konstelacji zodiaku.

Ponieważ orbita Jowisza znajduje się ponad 5 razy dalej od Słońca niż ziemska, kąt pomiędzy Słońcem, Jowiszem a Ziemią (kąt fazowy), nigdy nie przekracza 11,5°. Oznacza to, że planeta, obserwowana przez teleskopy naziemne, prawie zawsze wydaje się w pełni oświetlona. Dopiero sondy wysyłane w kierunku Jowisza uzyskały obrazy jego tarczy w znacznym stopniu skrytej w cieniu, w formie półksiężyca[57].

Badania i odkrycia[edytuj | edytuj kod]

Obserwacje Jowisza prowadzone były przez astronomów babilońskich tysiące lat p.n.e.[58] Chiński historyk astronomii Xi Zezong twierdzi, że chiński astronom Gan De dokonał odkrycia jednego z księżyców Jowisza w 362 p.n.e gołym okiem. Jeśli jest to prawda, to odkrycie to wyprzedza osiągnięcia Galileusza o prawie dwa tysiąclecia[59][60]. Jest to możliwe, ponieważ wszystkie księżyce galileuszowe mogą być w sprzyjających warunkach obserwowane gołym okiem, choć zwykle giną w blasku Jowisza.

Naziemne obserwacje teleskopowe[edytuj | edytuj kod]

W 1610 włoski astronom Galileusz odkrył, za pomocą skonstruowanego przez siebie teleskopu, cztery największe księżyce Jowisza: Io, Europę, Ganimedesa i Kallisto – dziś zwane księżycami galileuszowymi. Odkrycie to uważane jest za pierwszą teleskopową obserwację księżyców innych niż ziemski. Obserwacja Galileusza była również pierwszym dowodem na to, że ruch ciał niebieskich nie odbywa się tylko i wyłącznie dookoła Ziemi. Stało się ono ważnym argumentem na rzecz kopernikańskiej teorii heliocentrycznej; otwarte poparcie teorii Kopernika przez Galileusza spowodowało interwencję inkwizycji[61].

W latach 60. XVII wieku, Giovanni Cassini przy użyciu nowego teleskopu zaobserwował plamy i kolorowe pasy na Jowiszu, a także zauważył, że planeta jest spłaszczona na biegunach. Był także w stanie oszacować okres obrotu planety[8]. W 1690 Cassini zauważył, że atmosfera ulega rotacji różnicowej[21].

Szczegóły atmosfery Jowisza w nienaturalnych barwach na zdjęciu z sondy Voyager 1, ukazujące Wielką Czerwoną Plamę i biały owal, który się do niej zbliżył

Wielka Czerwona Plama, niezwykle charakterystyczny i wyraźny element tarczy Jowisza, znajdujący się na południowej półkuli planety, być może została zaobserwowana już w 1664 przez Roberta Hooke'a i w 1665 przez Cassiniego, choć jest to dyskusyjne. Najstarszy znany rysunek Wielkiej Czerwonej Plamy wykonał farmaceuta Heinrich Schwabe w 1831[62].

Wielka Czerwona Plama była podobno kilkakrotnie niewidoczna między 1665 i 1708 rokiem, zanim ponownie stała się bardzo dobrze widoczna w 1878. Ponownie blaknięcie miało miejsce w 1883 i na początku XX wieku[63]. Mogło to być skutkiem przejściowego zmniejszenia intensywności tego antycyklonu, któremu barwę nadaje, jak się sądzi, ciemniejszy materiał wynoszony z głębszych warstw atmosfery.

Zarówno Cassini, jak i Giovanni Borelli starannie przygotowywali tabele ruchów księżyców Jowisza, które pozwalają przewidzieć czas, gdy księżyce znajdą się przed lub za planetą. W latach 70. XVII w. zaobserwowano jednak, że gdy Jowisz znajdował się po przeciwnej stronie Słońca niż Ziemia, wydarzenia te mogą się pojawić około 17 minut później, niż oczekiwano. Ole Rømer wywnioskował, że obserwacja nie następuje natychmiastowo (wyjaśnienie to wcześniej zostało odrzucone przez Cassiniego[8]), a obserwowana rozbieżność może być użyta do oceny prędkości światła[64].

W 1892 E. E. Barnard odkrył piątego satelitę Jowisza za pomocą 36-calowego (910 mm) refraktora w Obserwatorium Licka w Kalifornii. Odkrycie tego stosunkowo niewielkiego obiektu świadczyło o jego dobrym wzroku i szybko uczyniło go sławnym. Księżyc został później nazwany Amaltea[65]. To był ostatni księżyc odkryty bezpośrednio poprzez obserwację wzrokową[66]. Kolejnych osiem księżyców odkryła sonda Voyager 1, podczas przelotu w pobliżu Jowisza w 1979.

Zdjęcie Jowisza w podczerwieni, wykonane przez teleskop VLT z Europejskiego Obserwatorium Południowego

W 1932 Rupert Wildt zidentyfikował linie spektralne amoniaku i metanu w widmie Jowisza[67].

Trzy białe owale w Południowym Pasie Umiarkowanym atmosfery Jowisza, będące silnymi antycyklonami, zostały zaobserwowane w 1938. Przez kilka dziesięcioleci pozostawały wyraźnie widoczne, co pewien czas zbliżając się, lecz pozostając oddzielnymi tworami. W 1998 dwa spośród tych owali zlały się w jeden układ burzowy, który następnie wchłonął trzeci biały owal w 2000, stając się Owalem BA[68]. Od tamtego czasu burza przybrała na sile, m.in. zmieniając kolor z białego na czerwony.

Obserwacje radiowe[edytuj | edytuj kod]

W 1955 Bernard Burke i Kenneth Franklin wykryli wybuchy sygnałów radiowych pochodzących z Jowisza, o częstotliwości 22,2 MHz[21]. Okres tych błysków odpowiadał obrotowi planety, co pozwoliło poprawić dokładność wyznaczenia prędkości obrotu. Wybuchy radiowe na Jowiszu występują w dwóch postaciach: wybuchy długie (L-wybuchy) trwające do kilku sekund i wybuchy krótkie (S-wybuchy), których okres jest krótszy niż jedna setna sekundy[69].

Naukowcy odkryli, że istnieją trzy formy sygnałów radiowych emitowanych przez Jowisza.

  • Dekametrowe wybuchy radiowe (długości fal rzędu dziesiątek metrów) zmieniają się z obrotem Jowisza, ma na nie wpływ oddziaływanie Io z polem magnetycznym planety[70].
  • Decymetrowa emisja radiowa (długości fal rzędu centymetrów, decymetrów) została zaobserwowana przez Franka Drake'a i Hein Hvatum w 1959[21]. Sygnał ten pochodził z toroidalnego pasa położonego w płaszczyźnie równika Jowisza. Przyczyną jego istnienia jest promieniowanie cyklotronowe emitowane przez elektrony, przyspieszane w polu magnetycznym planety[71].
  • Promieniowanie cieplne jest wypromieniowywane przez atmosferę Jowisza[21].

Badania i wyprawy[edytuj | edytuj kod]

Od 1973 kilka sond kosmicznych odwiedziło Jowisza. Pierwszą z nich był Pioneer 10. Sonda przeleciała na tyle blisko Jowisza, by zaobserwować właściwości i zjawiska zachodzące na największej planecie Układu Słonecznego[72][73]. Loty do innych planet są realizowane kosztem energii, która jest często opisywana przez parametr delta-v, czyli zmianę prędkości netto statku kosmicznego. Dotarcie do Jowisza z Ziemi wymaga delta-v równego 9,2 km/s[74], która jest porównywalna do wartości delta-v koniecznej do osiągnięcia niskiej orbity Ziemi, równej 9,7 km/s[75]. Na szczęście przy lotach międzyplanetarnych może być stosowana asysta grawitacyjna, która pozwala zaoszczędzić energię, jednak kosztem znacznie dłuższego czasu trwania lotu[74].

Misje badawcze[edytuj | edytuj kod]

Misje badawcze
Nazwa sondy Data największego
zbliżenia do Jowisza
Najmniejsza odległość od
powierzchni Jowisza
Pioneer 10 3 grudnia 1973 130 000 km
Pioneer 11 4 grudnia 1974 34 000 km
Voyager 1 5 marca 1979 349 000 km
Voyager 2 9 lipca 1979 570 000 km
Ulysses 8 lutego 1992[76] 408 894 km
4 lutego 2004[76] 120 000 000 km
Cassini 30 grudnia 2000 10 000 000 km
New Horizons 28 lutego 2007 2 304 535 km
Zdjęcie Jowisza zrobione przez Voyagera 1 24 stycznia 1979, z odległości 40 milionów km

Od 1973 kilka sond kosmicznych dokonało przelotu koło planety, zbliżając się na odległość dogodną do obserwacji Jowisza. Program Pioneer przyniósł pierwsze zdjęcia atmosfery planety i jej kilku księżyców. Odkryto, że promieniowanie w pobliżu planety było znacznie silniejsze niż oczekiwano, ale obu sondom udało się przetrwać w tym środowisku. Pomiary trajektorii sond zostały wykorzystane do poprawienia dokładności wyznaczenia masy Jowisza. Przesłonięcie sygnałów radiowych przez planetę pomogło lepiej określić średnicę Jowisza i jego spłaszczenie[14][77].

Sześć lat później Voyager wykonał znacznie lepsze zdjęcia księżyców Jowisza i odkrył system jego pierścieni. Wielka Czerwona Plama okazała się ogromnym stałym antycyklonem. Porównanie wykazało, że Czerwona Plama zmieniła kolor od czasu misji Pioneer – z pomarańczowego na ciemnobrązowy. Odkryto strumień zjonizowanych atomów na orbicie Io, a na jej powierzchni znaleziono ślady wybuchów wulkanów; niektóre z nich były nawet aktywne w czasie misji. Podczas lotu Voyager przeleciał nad nocną, niewidoczną z Ziemi stroną planety, obserwując błyskawice w atmosferze[7][14].

Kolejną misją wysłaną w kierunku Jowisza była sonda Ulysses, wykorzystała ona manewr grawitacyjny w pobliżu Jowisza do osiągnięcia orbity wokół Słońca. Podczas tego przelotu sonda prowadziła badania magnetosfery Jowisza. Jednak Ulysses nie posiada kamer i nie mógł wykonać zdjęć. Drugi przelot odbył się dwanaście lat później, w dużo większej odległości od planety[76].

W 2000 roku sonda Cassini, w drodze do Saturna, przeleciała w pobliżu Jowisza i przekazała jedne z najlepszych zdjęć, o najwyższej rozdzielczości, w historii badań planety. 19 grudnia 2000 roku sonda sfotografowała księżyc Himalia, ale rozdzielczość była zbyt niska, aby uwidocznić jakiekolwiek szczegóły powierzchni[78].

Sonda New Horizons, w drodze do Plutona przeleciała blisko Jowisza, dokonując obserwacji planety, jej księżyców i pierścieni. Największego zbliżenia dokonała 28 lutego 2007 roku[79]. Czujniki sondy zmierzyły produkcję plazmy, pochodzącej z wulkanów na Io; sonda zbadała wszystkie cztery galileuszowe księżyce, jak również obserwowała z dystansu zewnętrzne księżyce: Himalię i Elarę[80]. Fotografowanie systemu Jowisza rozpoczęła 4 września 2006 roku[81][82].

Misja Galileo[edytuj | edytuj kod]

Jowisz widziany przez sondę Cassini

Jak dotąd (2010) jedyną sondą na orbicie Jowisza był Galileo, który wszedł na orbitę wokół planety 7 grudnia 1995 roku. Krążył tam przez ponad siedem lat, wykonując wiele przelotów nad wszystkimi księżycami galileuszowymi i Amalteą. Statek był również świadkiem uderzenia komety Shoemaker-Levy 9, gdy zbliżyła się do Jowisza w 1994 roku, dając unikalną okazję do obserwowania tego zdarzenia. Jakkolwiek ilość informacji, przesłanych przez sondę Galileo, była ogromna, to przewidziana przepustowość łącza radiowego była ograniczona przez nie w pełni rozwiniętą antenę o wysokim wzmocnieniu[83].

Próbnik atmosferyczny został wypuszczony z sondy w lipcu 1995 roku, wchodząc w atmosferę planety 7 grudnia. Podczas opadania na spadochronie przez 150 km atmosfery, zbierał dane przez 57,6 minuty nim został zmiażdżony przez ciśnienie (około 22 razy większe niż ziemskie, przy temperaturze 153 °C)[84]. W dalszej kolejności uległ stopieniu i prawdopodobnie wyparował. Orbiter Galileo również czekał ten sam los, chociaż szybszy, kiedy sonda została celowo skierowana na kurs kolizyjny z planetą 21 września 2003 roku, z prędkością powyżej 50 km/s. Naukowcy zdecydowali się na ten krok, aby uniknąć jakiejkolwiek możliwości uderzenia i ewentualnego skażenia Europy – księżyca, na którym przypuszczalnie panują warunki pozwalające na istnienie życia[83].

Misje przyszłe i odwołane[edytuj | edytuj kod]

NASA zaplanowała misję, która będzie przeprowadzała szczegółowe badania Jowisza z orbity okołobiegunowej. Wystrzelenie sondy Juno nastąpiło 5 sierpnia 2011 roku, za pomocą rakiety nośnej Atlas V[85].

Plany dotyczące następnej misji mającej na celu badanie księżyców galileuszowych kilkakrotnie ulegały zmianom. Ze względu na możliwość istnienia pod powierzchnią ciekłych oceanów na Europie, Ganimedesie i Kallisto, zainteresowanie szczegółowymi badaniami tych lodowych księżyców jest ogromne. Trudności z finansowaniem opóźniły jednak postępy. Zaprojektowany przez NASA Jupiter Icy Moons Orbiter (JIMO) został odwołany w 2005 roku[86]. Europejska Agencja Kosmiczna rozważała także misję Jovian Europa Orbiter[87]. Projekty te zostały zastąpione przez wspólnie przygotowywaną misję Europa Jupiter System Mission – Laplace (EJSM/Laplace). W lutym 2009 roku ogłoszono, że ESA i NASA dały misji pierwszeństwo przed konkurencyjną misją Titan Saturn System Mission (TSSM) do układu Saturna[88][89]. EJSM miała się składać z kierowanego przez NASA Jupiter Europa Orbiter (JEO) oraz kierowanego przez ESA Jupiter Ganymede Orbiter (JGO)[90], wystrzelenie sond planowano około 2020 roku. W kwietniu 2011 roku ESA uznała jednak, że planowany budżet amerykańskiej agencji stawia wspólną misję w 2020 pod znakiem zapytania[91] i lepszym rozwiązaniem będzie samodzielne wysłanie sondy, opartej na projekcie JGO. Projektowana misja została nazwana Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE)[92].

Księżyce[edytuj | edytuj kod]

Wikimedia Commons
Porównanie rozmiarów księżyców galileuszowych i Jowisza. Od góry do dołu: Io, Europa, Ganimedes i Kallisto. Widoczny fragment powierzchni Jowisza z Wielką Czerwoną Plamą.

Jowisz ma 67 księżyców o określonych orbitach, z czego 14 nie ma jeszcze nazw, a parametry orbit są dopiero wstępne[93]. Spośród nich 4 duże księżyce o średnicy większej niż 3000 km zwane są „księżycami galileuszowymi”. Mniejsze księżyce nie mają już kształtu zbliżonego do kuli, wśród nich 3 mają rozmiary większe od 100 km, kolejne 9 – większe od 10 km, pozostałe mniejsze niż 10 kilometrów zostały odkryte po 1975.

Księżyce Galileuszowe[edytuj | edytuj kod]

Orbity Io, Europy i Ganimedesa, który jest największym satelitą w Układzie Słonecznym, wykazują współmierność znaną jako rezonans Laplace'a; na cztery okrążenia Jowisza przez Io przypadają dokładnie dwa okrążenia Europy i dokładnie jedno okrążenie Ganimedesa. Rezonans ten powoduje, że grawitacja tych trzech dużych księżyców deformuje ich orbity, dążąc do nadania im bardziej eliptycznego kształtu (do zwiększenia mimośrodu), ponieważ każdy księżyc jest dodatkowo przyciągany przez sąsiadów w tym samym miejscu orbity za każdym okrążeniem. Z drugiej strony, siły pływowe pochodzące od Jowisza dążą do nadania ich orbitom kształtu kołowego (zmniejszenia mimośrodu)[94].

Ekscentryczność orbit księżyców galileuszowych powoduje regularne deformacje kształtu trzech księżyców, grawitacja Jowisza rozciąga je podczas zbliżenia, pozwalając na powrót do bardziej kulistego kształtu, gdy księżyc oddala się od planety. To rozciąganie pływowe rozgrzewa wnętrza księżyców poprzez tarcie. Jest to najwyraźniej widoczne na przykładzie niezwykle intensywnej aktywności wulkanicznej Io (najbardziej wewnętrznego księżyca, który podlega najsilniejszym siłom pływowym), oraz w mniejszym stopniu na geologicznie młodej powierzchni Europy (która wskazuje na względnie niedawne odnawianie powierzchni księżyca przez aktywność tektoniczną).

Księżyce galileuszowe w porównaniu z ziemskim Księżycem
Nazwa Średnica Masa Promień orbity Okres orbitalny
km  % kg  % km  % dni  %
Io 3643 105 8,9×1022 120 421 700 110 1,77 7
Europa 3122 90 4,8×1022 65 671 034 175 3,55 13
Ganimedes 5262 150 14,8×1022 200 1 070 412 280 7,15 26
Kallisto 4821 140 10,8×1022 150 1 882 709 490 16,69 61


Klasyfikacja księżyców[edytuj | edytuj kod]

Księżyc Jowisza, Europa

Przed odkryciami misji Voyager, znane księżyce Jowisza były podzielone równo na cztery grupy po cztery, na podstawie podobieństwa ich elementów orbity. Od tego czasu odkryto wiele nowych małych księżyców, co spowodowało konieczność zmian w klasyfikacji. Obecnie wyróżnia się sześć głównych grup, chociaż niektóre są bardziej wyraziste niż inne.

Podstawowy podział wyróżnia osiem wewnętrznych księżyców regularnych oraz księżyce nieregularne. Regularne księżyce planety mają prawie kołowe orbity położone w pobliżu płaszczyzny równika Jowisza i sądzi się, że powstały równocześnie z nim. Pozostałe grupy składają się z nieznanej dokładnie liczby małych księżyców o orbitach silnie eliptycznych i nachylonych, co powoduje, że astronomowie uważają je za przechwycone planetoidy lub fragmenty takich ciał. Księżyce nieregularne tworzące grupę mają podobne parametry orbity, a zatem mogą mieć wspólne pochodzenie – mogły powstać na skutek rozpadu większego ciała[95][96].

Księżyce regularne
Grupa Amaltei Wewnętrzna grupa czterech małych księżyców, wszystkie mają średnicę mniejszą niż 200 km, promień orbity mniej niż 200 000 km i nachylenie orbity mniejsze niż pół stopnia.
Galileuszowe księżyce Jowisza[97] Cztery księżyce odkryte przez Galileusza i Simona Mariusa mają orbity między 400 000 km, a 2 000 000 km, i są to jedne z największych księżyców w Układzie Słonecznym.
Nieregularne księżyce
Temisto Pojedynczy księżyc nienależący do żadnej z większych grup, krążący w połowie drogi między księżycami galileuszowymi i grupą Himalii.
Grupa Himalii Zwarta grupa nieregularnych księżyców Jowisza, poruszających się ruchem prostym (zgodnie z kierunkiem obrotu planety) po orbitach o inklinacji ok. 27°.
Karpo Pojedynczy księżyc krążący przy wewnętrznej krawędzi grupy Ananke, okrąża Jowisza ruchem prostym.
Grupa Ananke Duża grupa nieregularnych księżyców Jowisza, poruszających się ruchem wstecznym, po orbitach o inklinacji zbliżonej do 150°.
Grupa Karme Grupa nieregularnych księżyców Jowisza, poruszających się ruchem wstecznym, po orbitach o inklinacji zbliżonej do 165°
Grupa Pazyfae Grupa zewnętrznych, nieregularnych księżyców Jowisza, poruszających się ruchem wstecznym, po orbitach o inklinacji w zakresie w przybliżeniu 147°–158°.

Znaczenie dla Układu Słonecznego[edytuj | edytuj kod]

Nie tylko oddziaływanie grawitacyjne Słońca, ale także Jowisza miało wpływ na kształtowanie się Układu Słonecznego. Orbity większości planet leżą bliżej płaszczyzny orbity Jowisza niż płaszczyzny równikowej Słońca (Merkury jest jedyną planetą, której orbita znajduje się bliżej płaszczyzny równika słonecznego), przerwy Kirkwooda w pasie planetoid są spowodowane głównie przez Jowisza, a planeta może być odpowiedzialna za Wielkie Bombardowanie, które miało miejsce we wczesnej historii geologicznej ciał wewnętrznego Układu Słonecznego[98].

Schemat ukazujący planetoidy trojańskie na orbicie Jowisza, a także planetoidy rodziny Hildy i główny pas planetoid

Oprócz księżyców, pole grawitacyjne Jowisza kontroluje liczne planetoidy, które pozostają w regionach punktów libracyjnych Lagrange'a na orbicie Jowisza, podążając za nim lub wyprzedzając go w ruchu wokół Słońca. Są one znane jako Trojańczycy, dzieli się je na obóz grecki i obóz trojański. Pierwsza z nich, (588) Achilles, została odkryta przez Maxa Wolfa w 1906 roku; od tego czasu odkryto ich ponad cztery tysiące[99]. Największą z nich jest (624) Hektor.

Większość komet krótkookresowych należy do rodziny Jowisza – zdefiniowanej jako komety o półosi wielkiej orbity mniejszej niż Jowisz. Uważa się, że te komety powstały w Pasie Kuipera poza orbitą Neptuna. Podczas bliskich spotkań z Jowiszem ich tory uległy zakłóceniu, co doprowadziło do skrócenia okresu obiegu, a następnie na skutek regularnego oddziaływania grawitacyjnego ze Słońcem i Jowiszem orbity stały się bardziej kołowe[100].

Zderzenia[edytuj | edytuj kod]

Information icon.svg Zobacz też: Shoemaker-Levy 9.
Zdjęcie wykonane 23 lipca 2009 przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a pokazuje ślad zderzenia komety z Jowiszem, o średnicy około 8000 kilometrów[101].

Jowisz oczyszcza przestrzeń Układu Słonecznego z mniejszych ciał, ze względu na jego ogromną studnię potencjału grawitacyjnego i położenie w pobliżu wewnętrznej części Układu Słonecznego. Otrzymuje on najwięcej uderzeń ze strony komet i planetoid[102]. Sądzono, że planeta częściowo chroniła planety wewnętrzne przed bombardowaniem przez komety. Jednak najnowsze symulacje komputerowe wskazują, że Jowisz nie powoduje spadku liczby komet, które przechodzą przez wewnętrzne obszary Układu Słonecznego, jako że jego przyciąganie wysyła bliżej Słońca mniej więcej tyle samo ciał, ile planeta pochłania lub wyrzuca na dalsze orbity[103]. Ten temat budzi kontrowersje wśród astronomów; niektórzy uważają, że Jowisz wysyła w kierunku Ziemi komety z Pasa Kuipera, podczas gdy inni uważają, że chroni on Ziemię przed impaktorami z hipotetycznego Obłoku Oorta[104].

Przeprowadzone w 1997 roku badania historycznych rysunków astronomicznych sugerują, że Giovanni Cassini mógł zarejestrować ślad uderzenia komety w Jowisza już w 1690. Stwierdzono, że w przypadku ośmiu innych potencjalnych obserwacji prawdopodobieństwo, że był to impakt, jest niewielkie lub zerowe[105]. W okresie 16 do 22 lipca 1994 r. ponad 20 fragmentów komety Shoemaker-Levy 9 (SL9, formalnie oznaczona jako D/1993 F2) uderzyło w południową półkulę Jowisza; dokonano wówczas pierwszej bezpośredniej obserwacji zderzenia dwóch obiektów w Układzie Słonecznym. Zderzenie z kometą Shoemaker-Levy 9 dostarczyło danych pomocnych w określeniu składu atmosfery Jowisza[106][107].

W następnych latach zaobserwowano kolejne uderzenia małych obiektów w powierzchnię Jowisza.

  • 19 lipca 2009 roku miało miejsce uderzenie niedaleko bieguna południowego planety[108][109]. Uderzenie pozostawiło ślad w postaci czarnej plamy w atmosferze planety, o wielkości zbliżonej do Owalu BA[110]. Obserwacje w podczerwieni wskazały jasny punkt, w którym miał miejsce impakt[111], co oznacza, że uderzenie rozgrzało dolną część atmosfery w rejonie bieguna[112]. Ślad po kolizji zanikł szybciej niż w przypadku uderzenia komety w 1994 roku, ponieważ – jak wykazały obserwacje w ultrafiolecie – to uderzenie nie utworzyło drobnych cząstek pyłu. Analizy możliwych orbit ciała odpowiedzialnego za zderzenie sugerują, że była to planetoida z rodziny Hildy[113] lub obiekt o orbicie podobnej do orbity centaura 2005 TS100 o średnicy w granicach 200-500 m[114].
  • 3 czerwca 2010 roku mniejsze zderzenie zostało zaobserwowane przez astronoma Anthony'ego Wesleya w Australii; później okazało się, że zdarzenie to zostało utrwalone na wideo przez innego astronoma na Filipinach[115].
  • 20 sierpnia 2010 roku impakt zarejestrował na filmie wykonanym swoim teleskopem japoński miłośnik astronomii z Kumamoto, Masayuki Tachikawa. Zaobserwowanie trzeciego tego typu zdarzenia w ciągu zaledwie 13 miesięcy zapewne zmusi astronomów do rewizji dotychczasowych szacunków liczby ciał niebieskich krążących w pobliżu wielkich planet[116][114].
  • 10 września 2012 roku astronomowie-amatorzy Dan Peterson i George Hall z USA zaobserwowali ślad świetlny, pozostawiony przez następne uderzenie małego obiektu w tę planetę[117].

Istnienie życia[edytuj | edytuj kod]

Według większości naukowców w 1953 roku eksperyment Stanleya Millera wykazał, że oddziaływanie światła i związków chemicznych, które istniały w atmosferze pierwotnej Ziemi, doprowadza do powstania związków organicznych (w tym aminokwasów), które są budulcem ziemskiego życia. Symulowana atmosfera zawierała wodę, metan, amoniak i molekularny wodór, a wszystkie te cząsteczki są obecne w atmosferze Jowisza. Istnieje w niej jednak także silna pionowa cyrkulacja powietrza, która przenosi te związki w głębsze warstwy atmosfery. Panująca w nich znacznie wyższa temperatura niszczy bardziej złożone związki, co uniemożliwia powstanie życia podobnego do ziemskiego[118].

Na Jowiszu nie ma żadnych śladów życia podobnego do ziemskiego, ponieważ ilość wody w atmosferze planety jest zbyt mała, a jeżeli w głębi planety istnieje jakakolwiek stała powierzchnia, to jest ona poddana ekstremalnie wysokiemu ciśnieniu i temperaturze. W 1976 roku, przed obserwacjami Voyagera 2, wysnuto hipotezę, że w górnych warstwach atmosfery Jowisza mogło rozwinąć się życie oparte na wodzie lub na amoniaku. Ta hipoteza opierała się na ekologii ziemskich mórz, w których występują trzy podstawowe elementy łańcucha pokarmowego: fotosyntetyzujący plankton, żyjący przy powierzchni, jest jedzony przez ryby, a te z kolei – przez morskie drapieżniki[119][120].

Obecnie przypuszcza się, że życie w układzie Jowisza jest możliwe w podpowierzchniowych oceanach, które prawdopodobnie istnieją na niektórych lodowych księżycach Jowisza. Za najbardziej prawdopodobne siedlisko życia uważa się wodny ocean na Europie (ocean na Ganimedesie jest prawdopodobnie uwięziony pomiędzy dwoma warstwami lodu[121] o różnej strukturze krystalicznej).

Kultura[edytuj | edytuj kod]

Jowisz jest znany od czasów starożytnych. Jest widoczny gołym okiem na nocnym niebie i może być czasami widoczny w ciągu dnia, kiedy Słońce znajduje się nisko[122]. U starożytnych Babilończyków planeta ta reprezentowała boga Marduka. Określali oni własne znaki zodiaku, śledząc jego ok. 12-letnią wędrówkę wzdłuż ekliptyki[123].

Rzymianie nazywali planetę Iuppiter na cześć głównego boga mitologii rzymskiej (Jupitera, zwanego także Jowiszem), którego imię pochodzi od praindoeuropejskiej formy wołacza *dyeu-peter, znaczącego „bóg-ojciec”[4]. Jest najważniejszym z bogów odpowiednikiem greckiego Zeusa[124].

W starożytnych Chinach Jowisz nazywany był Mùxīng (木星) i zgodnie z teorią pięciu elementów uznawany za planetę wschodniej strony świata i łączony z żywiołem drewna. Jego 12-letni czas obiegu wokół Słońca był podstawą do wyznaczania tzw. „wielkiego roku”, pozostającego w korelacji do 12-miesięcznego roku ziemskiego i używanego w rachubie czasu[125].

W astrologii uważany jest za planetę wzrostu i szczęścia, przynosząc je tym, dla których jest przychylny[126].

Nazwa planety, jako rozpoznawalna, bywa wykorzystywana do nazywania produktów niemających związku z tym ciałem niebieskim. Nazwę „Jowisz” nosił m.in. pierwszy kolorowy telewizor opracowany i produkowany w Polsce przez zakłady WZT[127].

W literaturze i filmie[edytuj | edytuj kod]

Układ Jowisza jest ważnym miejscem akcji cyklu Odyseja kosmiczna, na który składają się cztery powieści Arthura C. Clarke'a oraz filmy 2001: Odyseja kosmiczna w reżyserii Stanleya Kubricka i 2010: Odyseja kosmiczna, w reżyserii Petera Hyamsa. W drugim filmie Jowisz zostaje zamieniony w gwiazdę, a jej ciepło roztapia lodowe pokrywy księżyców i umożliwia rozwój życia na Europie.

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy

  1. NASA JPL: Planetary Satellite Mean Orbital Parameters
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 2,7 Jupiter Fact Sheet (ang.). [dostęp 2010-10-18].
  3. Do 2008 największą znaną planetą poza Układem Słonecznym była TrES-4.
  4. 4,0 4,1 Douglas Harper: Jupiter. November 2001. [dostęp 2010-10-18].
  5. W lutym 2010 południowy pas okołorównikowy zanikł. Dalsze obserwacje wykażą, na ile jest to trwała zmiana w atmosferze Jowisza. Revival on Jupiter Continues (ang.). SkyandTelescope.com, 2010-12-03. [dostęp 2010-12-04].
  6. Układ okresowy pierwiastków chemicznych. [dostęp 2010-12-05].
  7. 7,0 7,1 Gautier, D.; Conrath, B.; Flasar, M.; Hanel, R.; Kunde, V.; Chedin, A.; Scott N.. The helium abundance of Jupiter from Voyager. „Journal of Geophysical Research”. 86, s. 8713–8720, 1981. doi:10.1029/JA086iA10p08713. [dostęp 2010-10-30]. 
  8. 8,0 8,1 8,2 Kunde, V. G. et al.. Jupiter's Atmospheric Composition from the Cassini Thermal Infrared Spectroscopy Experiment. „Science”. 305 (5690), s. 1582–86, September 10, 2004. doi:10.1126/science.1100240. PMID 15319491. [dostęp 2007-04-04]. 
  9. Kim, S. J.; Caldwell, J.; Rivolo, A. R.; Wagner, R.. Infrared Polar Brightening on Jupiter III. Spectrometry from the Voyager 1 IRIS Experiment. „Icarus”. 64, s. 233–48, 1985. doi:10.1016/0019-1035(85)90201-5. [dostęp 2010-10-20]. 
  10. Niemann, H. B.; Atreya, S. K.; Carignan, G. R.; Donahue, T. M.; Haberman, J. A.; Harpold, D. N.; Hartle, R. E.; Hunten, D. M.; Kasprzak, W. T.; Mahaffy, P. R.; Owen, T. C.; Spencer, N. W.; Way, S. H.. The Galileo Probe Mass Spectrometer: Composition of Jupiter's Atmosphere. „Science”. 272 (5263), s. 846–849, 1996. doi:10.1126/science.272.5263.846. PMID 8629016. [dostęp 2010-10-30]. 
  11. 11,0 11,1 Paul Mahaffy: Highlights of the Galileo Probe Mass Spectrometer Investigation. [dostęp 2010-10-30].
  12. Solar System Exploration: Gas Giant Interiors. [dostęp 2010-10-20].
  13. Objectives. 10 grudnia 2010. [dostęp 2010-12-10].
  14. 14,0 14,1 14,2 14,3 14,4 14,5 Eric Burgess: By Jupiter: Odysseys to a Giant. New York: Columbia University Press, 1982. ISBN 0-231-05176-X.
  15. Frank H. Shu: The physical universe: an introduction to astronomy. Wyd. 12th. University Science Books, 1982, seria: Series of books in astronomy. ISBN 0935702059.
  16. Davis, Andrew M.; Turekian, Karl K.: Meteorites, comets, and planets. T. 1. Elsevier, 2005, s. 624, seria: Treatise on geochemistry,. ISBN 0080447201.
  17. Jean Schneider: Encyklopedia Pozasłonecznych Układów Planetarnych: Interaktywny Katalag Planet Pozasłonecznych. 2010. [dostęp 2010-10-20].
  18. Tristan Guillot. Interiors of Giant Planets Inside and Outside the Solar System. „Science”. 286 (5437), s. 72–77, 1999. doi:10.1126/science.286.5437.72. PMID 10506563. [dostęp 2010-10-30]. 
  19. M. McKee: Planet search reveals smallest star ever. New Scientist, 04.03.2005. [dostęp 2010-10-20].
  20. Burrows, A.; Hubbard, W. B.; Saumon, D.; Lunine, J. I.. An expanded set of brown dwarf and very low mass star models. „Astrophysical Journal”. 406 (1), s. 158–71, 1993. doi:10.1086/172427. [dostęp 2007-08-28]. 
  21. 21,00 21,01 21,02 21,03 21,04 21,05 21,06 21,07 21,08 21,09 21,10 21,11 21,12 Linda T. Elkins-Tanton: Jupiter and Saturn. New York: Chelsea House, 2006. ISBN 0-8160-5196-8.
  22. 22,0 22,1 22,2 22,3 Chapter 3: The Interior of Jupiter. W: Guillot, T.; Stevenson, D. J.; Hubbard, W. B.; Saumon, D.: Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press, 2004. ISBN 0521818087.
  23. P. Bodenheimer. Calculations of the early evolution of Jupiter. „Icarus”. 23, s. 319–325, 1974. doi:10.1016/0019-1035(74)90050-5. [dostęp 2010-10-30]. 
  24. Guillot, T.; Gautier, D.; Hubbard, W. B.. New Constraints on the Composition of Jupiter from Galileo Measurements and Interior Models. „Icarus”. 130, s. 534–539, 1997. doi:10.1006/icar.1997.5812. [dostęp 2007-08-28]. 
  25. Praca zbiorowa: Encyclopedia of the Solar System. Wyd. 2nd. Academic Press, 2006, s. 412. ISBN 0120885891.
  26. Horia, Yasunori; Sanoa, Takayoshi; Ikomaa, Masahiro; Idaa, Shigeru. On uncertainty of Jupiter's core mass due to observational errors. „Proceedings of the International Astronomical Union”. 3, s. 163–166, 2007. Cambridge University Press. doi:10.1017/S1743921308016554. 
  27. Katharina Lodders. Jupiter Formed with More Tar than Ice. „The Astrophysical Journal”. 611 (1), s. 587–597, 2004. doi:10.1086/421970. [dostęp 2007-07-03]. 
  28. T. Guillot. A comparison of the interiors of Jupiter and Saturn. „Planetary and Space Science”. 47 (10–11), s. 1183–200, 1999. doi:10.1016/S0032-0633(99)00043-4. [dostęp 2007-08-28]. 
  29. 29,0 29,1 Kenneth R. Lang: Jupiter: a giant primitive planet. 2003. [dostęp 2007-01-10].
  30. Andreas Züttel. Materials for hydrogen storage. „Materials Today”. 6 (9), s. 24–33, September 2003. doi:10.1016/S1369-7021(03)00922-2. 
  31. 31,0 31,1 A. Seiff. Thermal structure of Jupiter's atmosphere near the edge of a 5-μm hot spot in the north equatorial belt. „Journal of Geophysical Research”. 103, s. 22857–22889, 1998. doi:10.1029/98JE01766. Bibcode1998JGR...10322857S. 
  32. S. Miller. Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: the Importance of Ion-Neutral Coupling. „Space Science Reviews”. 116, s. 319–343, 2005. doi:10.1007/s11214-005-1960-4. Bibcode2005SSRv..116..319M. 
  33. Ingersoll, A. P.; Dowling, T. E.; Gierasch, P. J.; Orton, G. S.; Read, P. L.; Sanchez-Lavega, A.; Showman, A. P.; Simon-Miller, A. A.; Vasavada, A. R: Dynamics of Jupiter’s Atmosphere. [dostęp 2010-10-01].
  34. Watanabe, Susan: Surprising Jupiter: Busy Galileo spacecraft showed jovian system is full of surprises. February 25, 2006. [dostęp 2010-10-20].
  35. Richard A. Kerr. Deep, Moist Heat Drives Jovian Weather. „Science”. 287 (5455), s. 946–947, 2000. doi:10.1126/science.287.5455.946b. [dostęp 2010-10-30]. 
  36. Strycker, P. D.; Chanover, N.; Sussman, M.; Simon-Miller, A.: A Spectroscopic Search for Jupiter's Chromophores. W: DPS meeting #38, #11.15 [on-line]. American Astronomical Society, 2006. [dostęp 2010-10-20].
  37. 37,0 37,1 37,2 Gierasch, Peter J.; Nicholson, Philip D.: Jupiter. 2004. [dostęp 2010-10-20].
  38. W. F. Denning. Jupiter, early history of the great red spot on. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 59, s. 574–584, 1899. [dostęp 2010-10-20]. 
  39. A. Kyrala. An explanation of the persistence of the Great Red Spot of Jupiter. „Moon and the Planets”. 26, s. 105–7, 1982. doi:10.1007/BF00941374. [dostęp 2010-10-20]. 
  40. Jöel Sommeria. Laboratory simulation of Jupiter's Great Red Spot. „Nature”. 331, s. 689–693, February 25, 1988. doi:10.1038/331689a0. [dostęp 2010-09-29]. 
  41. Michael A. Covington: Celestial Objects for Modern Telescopes. Cambridge University Press, 2002, s. 53. ISBN 0521524199.
  42. Cardall, C. Y.; Daunt, S. J: The Great Red Spot. [dostęp 2010-10-20].
  43. Jupiter Data Sheet. [dostęp 2010-10-20].
  44. Tony Phillips: Jupiter's New Red Spot. March 3, 2006. [dostęp 2010-10-20].
  45. Jupiter's New Red Spot. 2006. [dostęp 2010-10-20].
  46. Bill Steigerwald: Jupiter's Little Red Spot Growing Stronger. October 14, 2006. [dostęp 2010-10-20].
  47. Sara Goudarzi: New storm on Jupiter hints at climate changes. May 4, 2006. [dostęp 2010-10-20].
  48. M.A. Showalter. Jupiter's ring system: New results on structure and particle properties. „Icarus”. 69 (3), s. 458–98, 1987. doi:10.1016/0019-1035(87)90018-2. [dostęp 2010-10-20]. 
  49. 49,0 49,1 J. A. Burns. The Formation of Jupiter's Faint Rings. „Science”. 284 (5417), s. 1146–50, 1999. doi:10.1126/science.284.5417.1146. PMID 10325220. [dostęp 2010-10-20]. 
  50. P.D. Fieseler. The Galileo Star Scanner Observations at Amalthea. „Icarus”. 169 (2), s. 390–401, 2004. doi:10.1016/j.icarus.2004.01.012. [dostęp 2010-10-20]. 
  51. Jim Brainerd: Jupiter's Magnetosphere. 2004-11-22. [dostęp 2010-10-20].
  52. Radio Storms on Jupiter. February 20, 2004. [dostęp 2010-10-20].
  53. Herbst, T. M.; Rix, H.-W.: Star Formation and Extrasolar Planet Studies with Near-Infrared Interferometry on the LBT. San Francisco, Calif.: Astronomical Society of the Pacific, 1999, s. 341–350, seria: Optical and Infrared Spectroscopy of Circumstellar Matter, ASP Conference Series. ISBN 1-58381-014-5. [dostęp 2010-10-20]. – Patrz rozdział 3.4
  54. T. A. Michtchenko. Modeling the 5 : 2 Mean-Motion Resonance in the Jupiter–Saturn Planetary System. „Icarus”. 149 (2), s. 77–115, February 2001. doi:10.1006/icar.2000.6539. 
  55. Interplanetary Seasons. [dostęp 2010-10-20].
  56. Horizons output: Favorable Appearances by Jupiter. [dostęp 2010-10-20]. (Horizons)
  57. Encounter with the Giant. 1974. [dostęp 2010-10-20].
  58. A. Sachs. Babylonian Observational Astronomy. „Philosophical Transactions of the Royal Society”. 276 (1257), s. 43–50 [45 & 48–9], 2.05.1974. Royal Society. [dostęp 2010-10-20]. 
  59. Z.Z. Xi. The Discovery of Jupiter's Satellite Made by Gan-De 2000 Years Before Galileo. „Acta Astrophysica Sinica”. 1 (2), s. 87, 1981. [dostęp 2007-10-27]. 
  60. Paul Dong: China's Major Mysteries: Paranormal Phenomena and the Unexplained in the People's Republic. China Books, 2002. ISBN 0835126765.
  61. Richard S Westfall: Galilei, Galileo. [dostęp 2010-10-20].
  62. Paul Murdin: Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Bristol: Institute of Physics Publishing, 2000. ISBN 0122266900.
  63. SP-349/396 Pioneer Odyssey—Jupiter, Giant of the Solar System. August 1974. [dostęp 2010-10-20].
  64. Roemer's Hypothesis. [dostęp 2010-10-20].
  65. Joe Tenn: Edward Emerson Barnard. March 10, 2006. [dostęp 2010-10-20].
  66. Amalthea Fact Sheet. 1.10.2001. [dostęp 2007-02-21].
  67. Theodore Dunham Jr.. Note on the Spectra of Jupiter and Saturn. „Publications of the Astronomical Society of the Pacific”. 45, s. 42–44, 1933. doi:10.1086/124297. [dostęp 2010-10-20]. 
  68. Youssef, A.; Marcus, P. S.. The dynamics of jovian white ovals from formation to merger. „Icarus”. 162 (1), s. 74–93, 2003. doi:10.1016/S0019-1035(02)00060-X. [dostęp 2010-10-24]. 
  69. Rachel A. Weintraub: How One Night in a Field Changed Astronomy. September 26, 2005. [dostęp 2010-10-20].
  70. Leonard N Garcia: The Jovian Decametric Radio Emission. [dostęp 2010-10-24].
  71. Klein, M. J.; Gulkis, S.; Bolton, S. J.: Jupiter's Synchrotron Radiation: Observed Variations Before, During and After the Impacts of Comet SL9. 1996. [dostęp 2007-02-18].
  72. NASA – Pioneer 10 Mission Profile
  73. NASA – Glenn Research Center
  74. 74,0 74,1 Al Wong: Galileo FAQ – Navigation. May 28, 1998. [dostęp 2006-11-28].
  75. Chris Hirata: Delta-V in the Solar System (ang.). [dostęp 2006-11-28].
  76. 76,0 76,1 76,2 Chan, K.; Paredes, E. S.; Ryne, M. S.: Ulysses Attitude and Orbit Operations: 13+ Years of International Cooperation. 2004. [dostęp 2010-10-24]. [zarchiwizowane z tego adresu (2005-12-14)].
  77. Lawrence Lasher: Pioneer Project Home Page. 1 sierpnia 2006. [dostęp 2010-09-30].
  78. Hansen, C. J.; Bolton, S. J.; Matson, D. L.; Spilker, L. J.; Lebreton, J.-P.. The Cassini-Huygens flyby of Jupiter. „Icarus”. 172 (1), s. 1–8, 2004. doi:10.1016/j.icarus.2004.06.018. 
  79. "Mission Update: At Closest Approach, a Fresh View of Jupiter". [dostęp 2007-07-27]. [zarchiwizowane z tego adresu (2010-11-29)].
  80. "Pluto-Bound New Horizons Provides New Look at Jupiter System". [dostęp 2007-07-27].
  81. New Horizons targets Jupiter kick. January 19, 2007. [dostęp 2007-01-20].
  82. Amir Alexander: New Horizons Snaps First Picture of Jupiter. 27.09.2006. [dostęp 2006-12-19]. [zarchiwizowane z tego adresu (2009-05-14)].
  83. 83,0 83,1 Shannon McConnell: Galileo: Journey to Jupiter. 14 kwietnia 2003. [dostęp 2010-10-31].
  84. Julio Magalhães: Galileo Probe Mission Events. 10.12.1996. [dostęp 2010-10-01].
  85. Anthony Goodeill: New Frontiers – Missions – Juno. 31.03.2008. [dostęp 2010-10-31].
  86. Brian Berger: White House scales back space plans. 2005-02-07. [dostęp 2010-10-20].
  87. Alessandro Atzei: Jovian Minisat Explorer. 2007-04-27. [dostęp 2010-10-20].
  88. Talevi, Monica; Brown, Dwayne: NASA and ESA Prioritize Outer Planet Missions. 2009-02-18. [dostęp 2010-10-31].
  89. Paul Rincon: Jupiter in space agencies' sights. 2009-02-18. [dostęp 2010-10-31].
  90. Laplace: A mission to Europa & Jupiter system. [dostęp 2010-10-31].
  91. New approach for L-class mission candidates, ESA, 19 Apr 2011
  92. JUICE (JUpiter ICy moon Explorer): a European-led mission to the Jupiter system
  93. The Jupiter Satellite Page. [dostęp 2011-06-20].
  94. Musotto, S.; Varadi, F.; Moore, W. B.; Schubert, G.. Numerical simulations of the orbits of the Galilean satellites. „Icarus”. 159, s. 500–504, 2002. doi:10.1006/icar.2002.6939. 
  95. Jewitt, D. C.; Sheppard, S.; Porco, C.: Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press, 2004. ISBN 0521818087. (ang.)
  96. Nesvorný, D.; Alvarellos, J. L. A.; Dones, L.; Levison, H. F.. Orbital and Collisional Evolution of the Irregular Satellites. „The Astronomical Journal”. 126 (1), s. 398–429, 2003. doi:10.1086/375461. [dostęp 2010-10-20]. 
  97. Showman, A. P.; Malhotra, R.. The Galilean Satellites. „Science”. 286 (5437), s. 77–84, 1999. doi:10.1126/science.286.5437.77. PMID 10506564. 
  98. Richard A. Kerr. Did Jupiter and Saturn Team Up to Pummel the Inner Solar System?. „Science”. 306 (5702), s. 1676, 2004. doi:10.1126/science.306.5702.1676a. PMID 15576586. [dostęp 2007-08-28]. 
  99. List Of Jupiter Trojans. [dostęp 2010-10-24].
  100. Quinn, T.; Tremaine, S.; Duncan, M.. Planetary perturbations and the origins of short-period comets. „Astrophysical Journal, Part 1”. 355, s. 667–679, 1990. doi:10.1086/168800. [dostęp 2010-10-20]. 
  101. Dennis Overbye: Hubble Takes Snapshot of Jupiter’s ‘Black Eye’. 2009-07-24. [dostęp 2009-07-25].
  102. Nakamura, T.; Kurahashi, H.. Collisional Probability of Periodic Comets with the Terrestrial Planets: An Invalid Case of Analytic Formulation. „Astronomical Journal”. 115 (2), s. 848–854, 1998. doi:10.1086/300206. [dostęp 2010-10-20]. 
  103. Horner, J.; Jones, B. W.. Jupiter – friend or foe? I: the asteroids. „International Journal of Astrobiology”. 7 (3–4), s. 251–261, 2008. doi:10.1017/S1473550408004187. [dostęp 2010-10-20]. 
  104. Dennis Overbyte: Jupiter: Our Cosmic Protector?. W: Thew New York Times [on-line]. 2009-07-25. [dostęp 2010-10-20].
  105. Tabe, Isshi; Watanabe, Jun-ichi; Jimbo, Michiwo. Discovery of a Possible Impact SPOT on Jupiter Recorded in 1690. „Publications of the Astronomical Society of Japan”. 49, s. L1–L5, luty 1997. Bibcode1997PASJ...49L...1T. 
  106. Ron Baalke: Comet Shoemaker-Levy Collision with Jupiter. [dostęp 2010-10-20].
  107. Robert R. Britt: Remnants of 1994 Comet Impact Leave Puzzle at Jupiter. 2004-08-23. [dostęp 2010-10-20].
  108. Amateur astronomer discovers Jupiter collision. ABC News online, 2009-07-21. [dostęp 2014-07-30].
  109. Mike Salway: Breaking News: Possible Impact on Jupiter, Captured by Anthony Wesley (ang.). IceInSpace, 19.07.2009. [dostęp 2010-10-20]. IceInSpace News.
  110. Impact mark on Jupiter, 19th July 2009 (ang.). [dostęp 2010-11-07].
  111. Carolina Martinez: New NASA Images Indicate Object Hits Jupiter (ang.). NASA. [dostęp 2010-11-07].
  112. Lisa Grossman: Jupiter sports new 'bruise' from impact (ang.). New Scientist, 2009-07-20. [dostęp 2010-10-20].
  113. Zdjęcia efektów uderzenia planetoidy w Jowisza. Astronomia.pl, 2010-06-07. [dostęp 2010-10-20].
  114. 114,0 114,1 Jia-Rui C. Cook: Asteroids Ahoy! Jupiter Scar Likely from Rocky Body. NASA, Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, California, 2011-01-26. [dostęp 2011-01-30].
  115. Michael Bakich: Another impact on Jupiter. Astronomy Magazine online, 2010-06-04. [dostęp 2010-10-20].
  116. Phil Berardelli: Jupiter Takes Yet Another Hit (ang.). 2010-08-23. [dostęp 2010-10-20].
  117. Krzysztof Kanawka: Uderzenie małego obiektu w Jowisza (10.09.2012) (pol.). Kosmonauta.net, 2012-09-12. [dostęp 2012-09-12].
  118. T. A. Heppenheimer: Colonies in Space, Chapter 1: Other Life in Space. 2007. [dostęp 2010-10-17].
  119. Life on Jupiter. [dostęp 2010-10-17].
  120. Sagan, C.; Salpeter, E. E.. Particles, environments, and possible ecologies in the Jovian atmosphere. „The Astrophysical Journal Supplement Series”. 32, s. 633–637, 1976. doi:10.1086/190414. 
  121. Solar System's largest moon likely has a hidden ocean. W: Jet Propulsion Laboratory [on-line]. NASA, 2000-12-16. [dostęp 2010-10-17].
  122. Staff: Stargazers prepare for daylight view of Jupiter. June 16, 2005. [dostęp 2010-10-01].
  123. J. H. Rogers. Origins of the ancient constellations: I. The Mesopotamian traditions. „Journal of the British Astronomical Association,”. 108, s. 9–28, 1998. [dostęp 2010-10-01]. 
  124. Jan Parandowski: Mitologia Wierzenia i podania Greków i Rzymian. Londyn: Plus, 1992, s. 285-286. ISBN 0-907587-85-2.
  125. Wolfram Eberhard: Symbole chińskie. Słownik. Kraków: Universitas, 2007, s. 99. ISBN 97883-242-0766-4.
  126. Miłosława Krogulska: Jowisz – planeta wzrostu i powodzenia. 2004. [dostęp 2010-11-29].
  127. Piotr Gajdziński: Sarkazm zaczyna ustępować złości. W: Fragment biografii „Gierek. Człowiek z węgla” [on-line]. 2014. [dostęp 2014-08-01]. [zarchiwizowane z tego adresu (2014-07-13)].

Dalsza literatura[edytuj | edytuj kod]

  • Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B. (eds.): Jupiter: The planet, satellites, and magnetosphere. Cambridge: Cambridge University Press, 2004. ISBN 0521818087.
  • Reta Beebe: Jupiter: The Giant Planet. Wyd. 2. Washington, D.C.: Smithsonian Institution Press, 1997. ISBN 1-56098-731-6.

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]