Шэраг атмасферных з’яў на Юпітэры: штормы, маланкі, палярныя ззянні, — маюць маштабы, якія на парадкі перавышаюць зямныя. Характэрным утварэннем у атмасферы з’яўляецца Вялікая чырвоная пляма — гіганцкі шторм, вядомы з XVII стагоддзя.
Даследаванні Юпітэра праводзяцца пры дапамозе наземных і арбітальных тэлескопаў; з 1970-х гадоў да планеты было адпраўлена 8 міжпланетных апаратаў НАСА: «Піянеры», «Вояджэр», «Галілеа» і іншыя.
Падчас вялікіх супрацьстаянняў (адно з якіх адбывалася ў верасні 2010 года) Юпітэр быў бачны няўзброеным вокам як адзін з самых яркіх аб’ектаў на начным небасхіле пасля Месяца і Венеры. Дыск і спадарожнікі Юпітэра з’яўляюцца папулярнымі аб’ектамі назірання для астраномаў-аматараў, якія зрабілі шэраг адкрыццяў (напрыклад, каметы Шумейкераў — Леві, якая сутыкнулася з Юпітэрам у 1994 годзе, або знікнення Паўднёвага экватарыяльнага пояса Юпітэра ў 2010 годзе).
У Месапатамскай культуры планета называлася Мулу-бабар (акад.: kakkabu peṣû), гэта значыць «белая зорка»[4]. Вавілоняне ўпершыню распрацавалі тэорыю для тлумачэння бачнага руху Юпітэра[5] і звязалі планету з богам Мардуком[6]. Падрабязнае апісанне 12-гадовага цыкла руху Юпітэра было дадзена кітайскімі астраномамі, якія называлі планету Суй-сін («Зорка года»)[7]. Інкі называлі Юпітэр кечуа: Pirwa — «свіран, склад»[8], што можа сведчыць аб назіранні інкамі галілеевых спадарожнікаў (пар. кечуа: Qullqa «Плеяды», літар. «Склад»). Грэкі называлі яго Φαέθων — «зіхатлівы, бліскучы», а таксама Διὸς ὁ ἀστήρ — «зорка Зеўса». Рымляне далі гэтай планеце назву ў гонар свайго бога Юпітэра[9].
У пачатку XVII стагоддзя Галілеа Галілей вывучаў Юпітэр з дапамогай вынайдзенага ім тэлескопа і адкрыў чатыры найбуйнейшыя спадарожнікі планеты. У 1660-х гадах Джавані Касіні назіраў плямы і палосы на «паверхні» гіганта. У 1671 г., назіраючы за зацьменнямі спадарожнікаў Юпітэра, дацкі астраном Оле Ромер выявіў, што сапраўднае становішча спадарожнікаў не супадае з вылічанымі параметрамі, прычым велічыня адхілення залежала ад адлегласці да Зямлі. На падставе гэтых назіранняў Ромер зрабіў выснову аб канечнасці хуткасці святла і ўстанавіў яе велічыню — 215 000 км/с[10] (сучаснае значэнне — 299 792,458 км/с)[11].
З другой паловы XX стагоддзя актыўна праводзяцца даследаванні Юпітэра як з дапамогай наземных тэлескопаў (у тым ліку і радыётэлескопаў)[12][13], так і з дапамогай касмічных апаратаў — тэлескопа «Хабл» і шэрагу зондаў[9][14].
Назіранні і іх асаблівасці
Аптычны дыяпазон
Тэмпературная эмісія Юпітэра. Атрымана з тэлескопа IRTF, Абсерваторыя Мауна-Кеа, Гаваі, 5 красавіка 2007 г.
У інфрачырвонай вобласці спектра ляжаць лініі малекул H2 і He, а таксама лініі мноства іншых элементаў[15]. Колькасць першых двух нясе інфармацыю аб паходжанні планеты, а колькасны і якасны склад астатніх — аб яе ўнутранай эвалюцыі.
З аднаго боку, малекулы вадароду і гелію не маюць дыпольнага моманту, а значыць, абсарбцыйныя лініі гэтых элементаў непрыкметныя да таго моманту, пакуль паглынанне за кошт ударнай іанізацыі не стане пераважаць. З другога боку, гэтыя лініі ўтвараюцца ў самых верхніх слаях атмасферы і не нясуць інфармацыі пра больш глыбокія слаі. Таму самыя надзейныя дадзеныя пра колькасць гелію і вадароду на Юпітэры атрыманы са спускальнага апарата «Галілеа»[15].
Што да астатніх элементаў, то пры іх аналізе і інтэрпрэтацыі таксама ўзнікаюць цяжкасці. Пакуль што нельга з усёй упэўненасцю сказаць, якія працэсы адбываюцца ў атмасферы Юпітэра і наколькі моцна яны ўплываюць на хімічны склад — як ва ўнутраных абласцях, так і ў знешніх слаях. Гэта стварае пэўныя цяжкасці пры больш дэталёвай інтэрпрэтацыі спектра. Аднак лічыцца, што ўсе працэсы, якія могуць тым ці іншым чынам уплываць на колькасць элементаў, лакальныя і моцна абмежаваныя, так што яны не здольныя глабальна змяніць размеркавання рэчыва[16].
Таксама Юпітэр выпраменьвае (у асноўным у інфрачырвонай вобласці спектра) на 60 % больш энергіі, чым атрымлівае ад Сонца[9][17][18]. За кошт працэсаў, якія прыводзяць да выпрацоўкі гэтай энергіі, Юпітэр памяншаецца прыблізна на 2 см у год[19]. На думку П. Бадэнхеймера (1974), калі планета толькі ўтварылася, яна была ў 2 разы большаю, і яе тэмпература была значна вышэйшаю, чым цяпер[20].
Гама-дыяпазон
Выпраменьванне Юпітэра ў гама-дыяпазоне паводле дадзеных «Чандра»
Выпраменьванне Юпітэра ў гама-дыяпазоне звязана з палярным ззяннем, а таксама з выпраменьваннем дыска[21]. Упершыню зарэгістравана ў 1979 годзе касмічнай лабараторыяй імя Эйнштэйна.
На Зямлі вобласці палярных ззянняў у рэнтгене і ультрафіялеце практычна супадаюць, аднак на Юпітэры гэта не так. Вобласць рэнтгенаўскіх палярных ззянняў размешчана значна бліжэй да полюса, чым ультрафіялетавых. Раннія назіранні выявілі пульсацыю выпраменьвання з перыядам у 40 хвілін, аднак у больш позніх назіраннях гэтая залежнасць праяўляецца значна горш.
Чакалася, што рэнтгенаўскі спектр палярных ззянняў на Юпітэры падобны з рэнтгенаўскім спектрам камет, аднак, як паказалі назіранні на Chandra, гэта не так. Спектр складаецца з эмісійных ліній з пікамі ў кіслародных ліній паблізу 650 эВ, у OVIII ліній пры 653 эВ і 774 эВ, а таксама ў OVII на 561 эВ і 666 эВ. Існуюць таксама лініі выпраменьвання пры больш нізкіх энергіях у спектральнай вобласці ад 250 да 350 эВ, магчыма, яны належаць серы або вугляроду[22].
Гама-выпраменьванне, не звязанае з палярным ззяннем, упершыню было выяўлена пры назіраннях на ROSAT ў 1997 годзе. Спектр падобны на спектр палярных ззянняў, аднак у раёне 0,7-0,8 кэВ[21]. Асаблівасці спектра добра апісваюцца мадэллю каранальнай плазмы з тэмпературай 0,4-0,5 кэВ з сонечнай металічнасцю, з даданнем эмісійных ліній Mg10+ і Si12+. Існаванне апошніх, магчыма, звязана з сонечнай актыўнасцю ў кастрычніку — лістападзе 2003 года[21].
Назіранні касмічнай абсерваторыі XMM-Newton паказалі, што выпраменьванне дыска ў гама-дыяпазоне — гэта адлюстраванае сонечнае рэнтгенаўскае выпраменьванне. У адрозненне ад палярных ззянняў, ніякай перыядычнасці змены інтэнсіўнасці выпраменьвання на маштабах ад 10 да 100 мін выяўлена не было.
Радыёназіранні
Радыёвыява Юпітэра: яркія вобласці (белыя) — радыёвыпраменьванне радыяцыйных паясоў.
Юпітэр — самая магутная (пасля Сонца) крыніца выпраменьвання Сонечнай сістэмы ў дэцыметровым-метровым дыяпазонах даўжынь хваль. Радыёвыпраменьванне мае спарадычны характар і ў максімуме ўсплёску дасягае 106 янскіх[23].
Усплёскі адбываюцца ў дыяпазоне частот ад 5 да 43 МГц (часцей за ўсё каля 18 Мгц), у сярэднім іх шырыня складае прыкладна 1 Мгц. Працягласць усплёску невялікая: ад 0,1 да 1 с (часам да 15 с). Выпраменьванне моцна палярызаванае, асабліва па крузе, ступень палярызацыі дасягае 100 %. Назіраецца мадуляцыя выпраменьвання блізкім спадарожнікам Юпітэра Іо, які верціцца ўнутры магнітасферы: імавернасць з’яўлення ўсплёску большая, калі Іо знаходзіцца паблізу элангацыі адносна Юпітэра. Монахраматычны характар выпраменьвання кажа аб вылучанай частаце, хутчэй за ўсё, гірачастаце. Высокая яркасная тэмпература (часам дасягае 1015 K) патрабуе прыцягнення калектыўных эфектаў (тыпу мазер)[23].
Радыёвыпраменьванне Юпітэра ў міліметровым-кароткасантыметровым дыяпазонах мае чыста цеплавы характар, хоць яркасная тэмпература некалькі вышэйшая за раўнаважную, што, верагодна, абумоўлена патокам цяпла з нетраў. Пачынаючы з хваль ~ 9 см Tb (яркасная тэмпература) ўзрастае — з’яўляецца нецеплавы складнік, звязаны з сінхронным выпраменьваннем рэлятывісцкіх часціц з сярэдняй энергіяй ~ 30 МэВ у магнітным полі Юпітэра; на хвалі 70 см Tb дасягае значэння ~ 5×104 K. Крыніца выпраменьвання размешчаная па абодва бакі планеты ў выглядзе дзвюх працяглых лопасцей, што паказвае на магнітасфернае паходжанне выпраменьвання[23][24].
дзе G — гравітацыйная пастаянная, M — маса планеты, r — адлегласць па-за планетай, Req — экватарыяльны радыус, Pi — мнагачлен Лежандра i-га парадку, Ji — каэфіцыент раскладання i-га парадку.
Акрамя таго, пры апрацоўцы дадзеных даводзіцца пастуляваць вернасць тэорыі аб руху галілеевых спадарожнікаў вакол цэнтра Юпітэра. Для дакладных вылічэнняў вялікай праблемай з’яўляецца таксама ўлік паскарэння, якое мае негравітацыйны характар[26].
Па характары гравітацыйнага поля таксама можна меркаваць аб унутранай будове планеты[27].
Юпітэр сярод планет Сонечнай сістэмы
Маса
Маса Юпітэра ў 2,47 раза пераўзыходзіць масу астатніх планет Сонечнай сістэмы[28].
Юпітэр — найбольшая планета Сонечнай сістэмы, газавы гігант. Яго экватарыяльны радыус роўны 71,4 тыс. км[29], што ў 11,2 разы перавышае радыус Зямлі[1].
Юпітэр — адзіная планета, у якой цэнтр мас з Сонцам знаходзіцца па-за Сонцам і знаходзіцца ад яго прыкладна на 7 % сонечнага радыуса.
Маса Юпітэра ў 2,47 разы[30] перавышае сумарную масу ўсіх астатніх планет Сонечнай сістэмы, разам узятых[31], у 317,8 разоў — масу Зямлі[1] і прыкладна ў 1000 разоў меншая за масу Сонца[29]. Шчыльнасць (1326 кг/м³) прыкладна роўная шчыльнасці Сонца і ў 4,16 разоў саступае шчыльнасці Зямлі (5515 кг/м³)[1]. Пры гэтым сіла цяжару на яго паверхні, за якую звычайна прымаюць верхні пласт аблокаў, больш чым у 2,4 разы пераўзыходзіць зямную: цела, якое мае масу, напрыклад, 100 кг[32], будзе важыць столькі ж, колькі важыць цела масай 240 кг[2] на паверхні Зямлі. Гэта адпавядае паскарэнню свабоднага падзення 24,79 м/с² на Юпітэры пры тым, што гэты лік складае 9,80 м/с² для Зямлі[1].
Большасць з вядомых на цяперашні час экзапланет параўнальныя па масе і памерах з Юпітэрам, таму яго маса (MJ) і радыус (RJ) шырока выкарыстоўваюцца ў якасці зручных адзінак вымярэння для ўказання іх параметраў[33].
Арбіта і вярчэнне
Вялікія супрацьстаянні Юпітэра с 1951 по 2070 год
Год
Дата
Адлегласць, а. а.
1951
2 кастрычніка
3,94
1963
8 кастрычніка
3,95
1975
13 кастрычніка
3,95
1987
18 кастрычніка
3,96
1999
23 кастрычніка
3,96
2010
21 кастрычніка
3,95
2022
26 кастрычніка
3,95
2034
1 кастрычніка
3,95
2046
6 кастрычніка
3,95
2058
11 кастрычніка
3,95
2070
16 кастрычніка
3,95
Пры назіраннях з Зямлі падчас супрацьстаяння Юпітэр можа дасягаць бачнай зорнай велічыні ў −2,94m і, такім чынам, становіцца трэцім па яркасці аб’ектам на начным небе пасля Месяца і Венеры. Пры найбольшым аддаленні бачная велічыня падае да −1,61m. Адлегласць паміж Юпітэрам і Зямлёй змяняецца ў межах ад 588 да 967 млн км[34].
Супрацьстаянні Юпітэра адбываюцца з перыядам раз у 13 месяцаў. У 2010 годзе супрацьстаянне планеты-гіганта прыйшлося на 21 кастрычніка. Раз у 12 гадоў адбываюцца вялікія супрацьстаянні Юпітэра, калі планета знаходзіцца каля перыгелія сваёй арбіты. У гэты час яго вуглавы памер для назіральніка з Зямлі дасягае 50 вуглавых секунд, а бляск — ярчэйшы за −2,9m[35].
Сярэдняя адлегласць паміж Юпітэрам і Сонцам складае 778,57 км (5,2 а. а.), а перыяд абароту складае 11,86 года[29][36]. Паколькі эксцэнтрысітэт арбіты Юпітэра 0,0488, то рознасць адлегласці да Сонца ў перыгеліі і афеліі складае 76 млн км.
Асноўны ўклад у адхіленні руху Юпітэра ўносіць Сатурн. Першага роду адхіленне — векавое, дзейнічае на маштабе ~ 70 тысяч гадоў, змяняючы эксцэнтрысітэт арбіты Юпітэра ад 0,2 да 0,06, а нахіл арбіты ад ~ 1° — 2°. Адхіленне другога роду — рэзананснае з суадносінамі, блізкімі да 2:5 (з дакладнасцю да 5 знакаў пасля коскі — 2:4,96666[37][38]).
Экватарыяльная плоскасць планеты блізкая да плоскасці яе арбіты (нахіл восі вярчэння складае 3,13° супраць 23,45° для Зямлі[1]), таму на Юпітэры не бывае змены пор года[39][40].
Юпітэр верціцца вакол сваёй восі хутчэй, чым любая іншая планета Сонечнай сістэмы[41]. Перыяд кручэння каля экватара — 9 г. 50 хв. 30 сек., а на сярэдніх шыротах — 9 г. 55 хв. 40 сек[42]. З-за хуткага вярчэння экватарыяльны радыус Юпітэра (71492 км) большы за палярны (66854 км) на 6,49 %; такім чынам, сплюшчанасць планеты складае (1:51,4)[1].
Хімічны склад унутраных слаёў Юпітэра немагчыма вызначыць сучаснымі метадамі назіранняў, аднак пра багацце элементаў у знешніх слаях атмасферы вядома з адносна высокай дакладнасцю, бо яны непасрэдна даследаваліся спускальным апаратам «Галілеа», які быў спушчаны ў атмасферу 7 снежня 1995 г.[44]. Два асноўныя кампаненты атмасферы Юпітэра — малекулярны вадарод і гелій[43]. Атмасфера змяшчае таксама нямала простых злучэнняў, напрыклад, ваду, метан (CH4), серавадарод (H2S), аміяк (NH3) і фасфін (PH3)[43]. Іх колькасць у глыбокай (ніжэй за 10 бар) трапасферы сведчыць, што атмасфера Юпітэра багатая вугляродам, азотам, серай і, магчыма, кіслародам у 2-4 разы больш за Сонца[43].
Іншыя хімічныя злучэнні, арсін (AsH3) і герман (GeH4), прысутнічаюць, але ў нязначных колькасцях.
Канцэнтрацыя інертных газаў, аргону, крыптону і ксенону, перавышае іх колькасць на Сонцы (гл. табліцу), а канцэнтрацыя неону прыкметна меншая. Прысутнічае нязначная колькасць простых вуглевадародаў: этану, ацэтылену і дыацэтылену, якія ўтвараюцца пад уздзеяннем сонечнай ультрафіялетавай радыяцыі і зараджаных часціц, якія прыбываюць з магнітасферы Юпітэра. Дыяксід вугляроду, монааксід вугляроду і вада ў верхняй частцы атмасферы, як мяркуюць, сваёй прысутнасцю абавязаны сутыкненням з атмасферай Юпітэра камет, такіх, напрыклад, як камета Шумейкераў — Леві 9. Вада не можа прыбываць з трапасферы, таму што трапапаўза, якая дзейнічае як халодная пастка, эфектыўна перашкаджае падняццю вады да ўзроўню стратасферы[43].
Чырванаватыя варыяцыі колеру Юпітэра можна растлумачыць наяўнасцю злучэнняў фосфару (чырвоны фосфар[45]), серы, вугляроду[46] і, магчыма, арганікі, якая ўзнікае дзякуючы электрычным разрадам у атмасферы[45]. У эксперыменце, які быў праведзены Карлам Саганам і даволі трывіяльна сімулюе ніжнія пласты атмасферы, у асяроддзі карычняватых талінаў(руск.) (бел. быў знойдзены 4-кольцавыхрызен(руск.) (бел., a пераважаюць у дадзенай сумесі поліцыклічныя араматычныя вуглевадароды(руск.) (бел. з чатырма і больш бензольнымі кольцамі, радзей з меншай колькасцю кольцаў[47]. Паколькі колер можа моцна вар’іравацца, мяркуецца, што хімічны склад атмасферы таксама розны ў розных месцах. Напрыклад, маюцца «сухія» і «мокрыя» вобласці з розным утрыманнем вадзяной пары.
Структура
Мадэль унутранай структуры Юпітэра: пад аблокамі — сумесь вадароду і гелію таўшчынёй каля 21 тыс. км з плаўным пераходам ад газападобнай да вадкай фазы, затым — пласт вадкага і металічнага вадароду глыбінёй 30-50 тыс. км. Унутры можа знаходзіцца цвёрдае ядро дыяметрам каля 20 тыс. км[39].
На дадзены момант найбольшае прызнанне атрымала наступная мадэль унутранай будовы Юпітэра:
сярэдні слой, які складаецца з вадароду (90 %) і гелію (10 %);
ніжні слой, які складаецца з вадароду, гелію і прымешак аміяку, гідрасульфіда амонія і вады, якія ўтвараюць тры пласты аблокаў[46]:
уверсе — воблакі са зледзянелага аміяку (NH3). Яго тэмпература складае каля −145 °C, ціск — каля 1 атм[2];
ніжэй — воблакі крышталёў гідрасульфіду амонію (NH4HS);
у самым нізе — вадзяны лёд і, магчыма, вадкая вада (імаверна, у выглядзе драбнюткіх кропель). Ціск у гэтым пласце складае каля 1 атм, тэмпература прыкладна −130 °C (143 К). Ніжэй, пад гэтым узроўнем, планета непразрыстая[46].
Пласт металічнага вадароду. Тэмпература гэтага пласта змяняецца ад 6300 да 21 000 К, а ціск ад 200 да 4000 гПа.
Каменнае ядро.
Пабудова гэтай мадэлі заснавана на сінтэзе наглядальных дадзеных, прымяненні законаў тэрмадынамікі і экстрапаляцыі лабараторных дадзеных аб рэчыве, што знаходзіцца пад высокім ціскам і пры высокай тэмпературы. Асноўныя дапушчэнні, пакладзеныя ў яе аснову:
Калі да гэтых палажэнняў дадаць законы захавання масы і энергіі, атрымаецца сістэма асноўных ураўненняў.
У рамках гэтай простай трохслаёвай мадэлі выразнай мяжы паміж асноўнымі пластамі не існуе, аднак і вобласці фазавых пераходаў невялікія. Такім чынам, можна зрабіць дапушчэнне, што амаль усе працэсы лакалізаваныя, і гэта дазваляе кожны пласт разглядаць асобна.
Атмасфера
Структура атмасферы Юпітэра.
Тэмпература ў атмасферы расце неманатонна. У ёй, як і на Зямлі, можна вылучыць экзасферу, тэрмасферу, стратасферу, трапапаўзу, трапасферу[48]. У самых верхніх слаях тэмпература вялікая; па меры прасоўвання ўглыб ціск расце, а тэмпература падае да трапапаўзы; пачынаючы з трапапаўзы, і тэмпература, і ціск растуць па меры прасоўвання ўглыб. У адрозненне ад Зямлі, на Юпітэры няма мезасферы і адпаведнай ёй мезапаўзы[48].
У тэрмасферы Юпітэра адбываецца шмат цікавых працэсаў: менавіта тут планета губляе выпраменьваннем значную частку свайго цяпла, менавіта тут утвараюцца палярныя ззянні і фарміруецца іанасфера. За яе верхнюю мяжу ўзяты ўзровень ціску ў 1 нбар. Назіраная тэмпература тэрмасферы 800—1000 К, і на цяперашні час гэты фактычны матэрыял не атрымаў тлумачэння ў рамках сучасных мадэлей, бо ў іх тэмпература не павінна быць вышэйшай, чым прыкладна 400 К[49]. Астуджэнне Юпітэра — таксама нетрывіяльны працэс: трохатамны іон вадароду (H3+), акрамя Юпітэра, знойдзены толькі на Зямлі, выклікае моцную эмісію ў сярэдняй інфрачырвонай частцы спектра на даўжынях хваль паміж 3 і 5 мкм[49][50].
Згодна з непасрэднымі вымярэннямі спускальнага апарата, верхні ўзровень непразрыстых аблокаў характарызаваўся ціскам у 1 атмасферу і тэмпературай −107 °C; на глыбіні 146 км — 22 атмасферы, 153 °C[51]. Таксама «Галілеа» выявіў «цёплыя плямы» ўздоўж экватара. Відаць, у гэтых месцах пласт знешніх аблокаў тонкі і можна бачыць больш цёплыя ўнутраныя вобласці.
Пад аблокамі знаходзіцца пласт глыбінёй 7-25 тыс. км, у якім вадарод паступова змяняе свой стан ад газу да вадкасці з павелічэннем ціску і тэмпературы (да 6000 °C). Выразнай мяжы, якая аддзяляе газападобны вадарод ад вадкага, відаць, не існуе[52][53]. Гэта можа выглядаць прыкладна як бесперапыннае кіпенне глабальнага вадароднага акіяна[29].
Пласт металічнага вадароду
Металічны вадарод узнікае пры вялікіх цісках (каля мільёна атмасфер) і высокіх тэмпературах, калі кінетычная энергія электронаў перавышае патэнцыял іанізацыі вадароду. У выніку пратоны і электроны ў ім існуюць паасобку, таму металічны вадарод з’яўляецца добрым праваднікомэлектрычнасці[54][55]. Меркаваная таўшчыня пласта металічнага вадароду — 42-46 тыс. км[54][56].
З дапамогай вымераных момантаў інерцыі планеты можна ацаніць памер і масу яе ядра. На дадзены момант лічыцца, што маса ядра — 10 мас Зямлі, а памер — 1,5 яе дыяметра[9][39][62].
Юпітэр выдзяляе істотна больш энергіі, чым атрымлівае ад Сонца. Даследчыкі мяркуюць, што Юпітэр валодае значным запасам цеплавой энергіі, які ўтварыўся ў працэсе сціскання матэрыі пры фарміраванні планеты[54]. Ранейшыя мадэлі ўнутранай будовы Юпітэра, спрабуючы тлумачыць залішнюю энергію, што выдзяляецца планетай, дапускалі магчымасць радыеактыўнага распаду ў яе нетрах або вызваленне энергіі пры сцісканні планеты пад дзеяннем сіл прыцягнення[54].
Міжпластавыя працэсы
Лакалізаваць усе працэсы ўнутры незалежных слаёў немагчыма: неабходна тлумачыць недахоп хімічных элементаў у атмасферы, залішняе выпраменьванне і г. д.
Адрозненне ва ўтрыманні гелію ў знешніх і ўнутраных пластах тлумачаць тым, што гелій кандэнсуецца ў атмасферы і ў выглядзе кропель трапляе ў больш глыбокія вобласці. Дадзеная з’ява нагадвае зямны дождж, але толькі не з вады, а з гелію. Нядаўна было паказана, што ў гэтых кроплях можа растварацца неон. Тым самым тлумачыцца і недахоп неону[63].
Атмасферныя з’явы і феномены
Рух атмасферы
Анімацыя вярчэння Юпітэра, створаная па фатаграфіях з «Вояджэра-1», 1979 г.
Хуткасць вятроў на Юпітэры можа перавышаць 600 км/гадз. У адрозненне ад Зямлі, дзе цыркуляцыя атмасферы адбываецца за кошт розніцы сонечнага нагрэву ў экватарыяльных і палярных абласцях, на Юпітэры ўздзеянне сонечнай радыяцыі на тэмпературную цыркуляцыю нязначнае; галоўнымі рухаючымі сіламі з’яўляюцца патокі цяпла, якія ідуць з цэнтра планеты, і энергія, якая выдзяляецца пры хуткім руху Юпітэра вакол сваёй восі[64].
Яшчэ па наземных назіраннях астраномы падзялілі паясы і зоны ў атмасферы Юпітэра на экватарыяльныя, трапічныя, умераныя і палярныя. Нагрэтыя масы газаў, што ўзнімаюцца з глыбінь атмасферы, у зонах пад дзеяннем карыёлісавай сілы выцягваюцца ўздоўж паралелей планеты, прычым супрацьлеглыя краі зон рухаюцца насустрач адзін аднаму. На межах зон і паясоў (вобласці сыходных патокаў) існуе моцная турбулентнасць[46][64]. На поўнач ад экватара патокі ў зонах, накіраваных на поўнач, адхіляюцца карыёлісавымі сіламі на ўсход, а накіраваныя на поўдзень — на захад. У паўднёвым паўшар’і — адпаведна, наадварот[64] Падобную структуру на Зямлі маюць пасаты.
Палосы
Юпітэр у ліпені 2009Юпітэр у чэрвені 2010
Характэрнай асаблівасцю аблічча Юпітэра з’яўляюцца яго палосы. Існуе шэраг версій, якія тлумачаць іх паходжанне. Так, паводле адной з версій, палосы ўзнікалі ў выніку канвекцыі ў атмасферы планеты-гіганта за кошт падагрэву і, як вынік, узняцця адных слаёў і астуджэння і апускання ўніз іншых. Вясной 2010 года[65] навукоўцамі была прапанавана гіпотэза, згодна з якой палосы на Юпітэры з’явіліся ў выніку ўздзеяння яго спадарожнікаў[65][66]. Мяркуецца, што пад уплывам прыцягнення спадарожнікаў на Юпітэры ўтварыліся своеасаблівыя «слупы» рэчыва, якія ў выніку кручэння і сфарміравалі палосы[65][66].
Канвектыўныя патокі, якія выносяць унутранае цяпло да паверхні, праяўляюцца ў выглядзе светлых зон і цёмных паясоў. У вобласці светлых зон адзначаецца павышаны ціск, які адпавядае ўзыходным патокам. Аблокі, якія ўтвараюць зоны, размяшчаюцца на вышэйшым узроўні (прыкладна на 20 км), а іх светлая афарбоўка тлумачыцца, мабыць, павышанай канцэнтрацыяй ярка-белых крышталёў аміяку. Цёмныя аблокі паясоў, якія размяшчаюцца ніжэй, складаюцца, як мяркуецца, з чырвона-карычневых крышталёў гідрасульфіду амонію і маюць вышэйшую тэмпературу. Гэтыя структуры з’яўляюцца абласцямі сыходных патокаў. Зоны і паясы маюць розную хуткасць руху ў кірунку кручэння Юпітэра. Перыяд абароту вагаецца на некалькі хвілін у залежнасці ад шыраты[9]. Гэта прыводзіць да існавання ўстойлівых занальных плыней або вятроў, якія пастаянна дзьмуць паралельна экватару ў адным кірунку. Хуткасці ў гэтай глабальнай сістэме дасягаюць ад 50 да 150 м/с і вышэй[64]. На межах паясоў і зон назіраецца моцная турбулентнасць, якая прыводзіць да ўтварэння шматлікіх віхравых структур[64][67]. Найбольш вядомым такім утварэннем з’яўляецца Вялікая чырвоная пляма, якая назіраецца на паверхні Юпітэра на працягу апошніх 300 гадоў.
Віхор падымае на паверхню аблокаў нагрэтыя масы газу з парамі малых кампанентаў. Крышталі аміячнага снегу, раствораў і злучэнняў аміяку ў выглядзе снегу і кропель, звычайнага вадзянога снегу і лёду паступова апускаюцца ў атмасферы, пакуль не дасягаюць узроўняў, на якіх тэмпература дастатковая высокая, і выпараюцца. Пасля чаго рэчыва ў газападобным стане зноў вяртаецца ў хмарны пласт[64].
Летам 2007 тэлескоп «Хабл» засведчыў рэзкія змены ў атмасферы Юпітэра. Асобныя зоны ў атмасферы на поўнач і поўдзень ад экватара ператварыліся ў паясы, а паясы — у зоны. Пры гэтым змяніліся не толькі формы атмасферных утварэнняў, але і іх колер[68].
9 мая 2010 года астраном-аматар Энтані Уэслі (англ.: Anthony Wesley) выявіў, што на выяве планеты раптам знікла адно з самых прыкметных і самых стабільных у часе ўтварэнняў — Паўднёвы экватарыяльны пояс. Менавіта на шыраце Паўднёвага экватарыяльнага пояса размешчана Вялікая чырвоная пляма, што «абмываецца» ім. Прычынай раптоўнага знікнення Паўднёвага экватарыяльнага пояса Юпітэра лічыцца з’яўленне над ім пласта больш светлых аблокаў, пад якімі і хаваецца паласа цёмных аблокаў[69]. Паводле дадзеных даследаванняў, праведзеных тэлескопам «Хабл», быў зроблены вывад, што пояс не знік цалкам, а проста схаваўся пад пластом аблокаў, якія складаюцца з аміяку[70].
Размяшчэнне палос, іх шырыні, хуткасці кручэння, турбулентнасць і яркасць перыядычна змяняюцца[71][72][73][74]. У кожнай паласе развіваецца свой цыкл з перыядам парадку 3-6 гадоў. Назіраюцца і глабальныя ваганні з перыядам 11-13 гадоў. Колькасны эксперымент[75] паказвае падабенства гэтай зменлівасці да т. зв. цыкла індэкса(руск.) (бел., з’явы, назіранай на Зямлі[76].
Вялікая чырвоная пляма — авальнае ўтварэнне зменлівых памераў, размешчанае ў паўднёвай трапічнай зоне. Было адкрыта Робертам Гукам ў 1664[31]. У цяперашні час яно мае памеры 15×30 тыс. км (дыяметр Зямлі ~ 12,7 тыс. км), а 100 гадоў таму назіральнікі адзначалі ў 2 разы большыя памеры. Часам яно бывае не вельмі выразна бачным. Вялікая чырвоная пляма — гэта ўнікальны доўгаіснуючы гіганцкі ўраган[64], рэчыва ў якім круціцца супраць гадзіннікавай стрэлкі і здзяйсняе поўны абарот за 6 зямных сутак.
Дзякуючы даследаванням, праведзеным у канцы 2000 года зондам «Касіні», было высветлена, што Вялікая чырвоная пляма звязана з сыходнымі патокамі (вертыкальная цыркуляцыя атмасферных мас); аблокі тут вышэйшыя, а тэмпература ніжэйшая, чым у астатніх абласцях. Колер аблокаў залежыць ад вышыні: сінія структуры — самыя верхнія, пад імі ляжаць карычневыя, затым белыя. Чырвоныя структуры — самыя нізкія[9]. Хуткасць кручэння Вялікай чырвонай плямы складае 360 км/гадз[2]. Яе сярэдняя тэмпература складае −163 °C, прычым паміж ускраінай і цэнтральнымі часткамі плямы назіраецца розніца ў тэмпературы парадку 3-4 градусаў[77][78]. Гэтае адрозненне, як мяркуецца, з’яўляецца прычынаю таго, што атмасферныя газы ў цэнтры плямы круцяцца па гадзіннікавай стрэлцы, тады як на ўскраінах — супраць[77][78]. Таксама выказана здагадка аб узаемасувязі тэмпературы, ціску, руху і колеру Чырвонай плямы, хоць як іменна яна ажыццяўляецца, навукоўцы пакуль не могуць сказаць[78].
Час ад часу на Юпітэры назіраюцца сутыкненні вялікіх цыкланічных сістэм. Адно з іх адбылося ў 1975 годзе, у выніку чаго чырвоны колер Плямы пабляк на некалькі гадоў. У канцы лютага 2002 года яшчэ адзін гіганцкі віхор — Белы авал — пачаў тармазіцца Вялікай чырвоным плямай, і сутыкненне працягвалася цэлы месяц[79]. Аднак яно не нанесла сур’ёзнай шкоды абодвум віхрам, бо адбылося па датычнай[80].
Чырвоны колер Вялікай чырвонай плямы з’яўляецца загадкай. Адной з магчымых прычын могуць быць хімічныя злучэнні, якія змяшчаюць фосфар[39]. Колеры і механізмы, якія ствараюць выгляд усёй атмасферы Юпітэра, да гэтага часу яшчэ мала зразумелыя і могуць быць растлумачаны толькі пры прамых вымярэннях яе параметраў.
У 1938 годзе было зафіксавана фарміраванне і развіццё трох вялікіх белых авалаў паблізу 30° паўднёвай шыраты. Гэты працэс суправаджаўся адначасовым фарміраваннем яшчэ некалькіх маленькіх белых авалаў-віхраў. Гэта пацвярджае, што Вялікая чырвоная пляма з’яўляецца самым магутным з віхраў Юпітэра. Гістарычныя запісы не выяўляюць падобных доўга існуючых сістэм у сярэдніх паўночных шыротах планеты. Назіраліся вялікія цёмныя авалы паблізу 15° паўночнай шыраты, але, мабыць, неабходныя ўмовы для ўзнікнення віхраў і наступнага іх ператварэння ва ўстойлівыя сістэмы, падобныя чырвонай пляме, існуюць толькі ў Паўднёвым паўшар’і[79].
Малая чырвоная пляма
Вялікая чырвоная пляма і «Малая чырвоная пляма» ў маі 2008 на фатаграфіі, зробленай тэлескопам «Хабл»
Што ж тычыцца трох вышэйзгаданых белых віхраў-авалаў, то два з іх аб’ядналіся ў 1998 годзе, а ў 2000 годзе новы віхор зліўся з апошнім, трэцім авалам[81]. У канцы 2005 года віхор (Авал BA, англ.: Oval BA) пачаў мяняць свой колер, набыўшы ў рэшце рэшт чырвоную афарбоўку, за што атрымаў новую назву — Малая чырвоная пляма[81]. У ліпені 2006 года Малая чырвоная пляма даткнулася да свайго старэйшага «сабрата» — Вялікай чырвонай плямы. Тым не менш, гэта не аказала якога-небудзь істотнага ўплыву на абодва віхры — сутыкненне адбылося па датычнай[81][82]. Сутыкненне было прадказана яшчэ ў першай палове 2006 года[82][83].
Маланкі
Маланкі (яркія ўспышкі на ніжнім квадраце), звязаныя са штормам на Юпітэры.
У цэнтры віхру ціск аказваецца вышэйшым, чым у навакольным раёне, а самі ўраганы акружаны ўзбурэннямі з нізкім ціскам. Паводле здымкаў, зробленых касмічнымі зондамі «Вояджэр-1» і «Вояджэр-2», было ўстаноўлена, што ў цэнтры такіх віхраў назіраюцца ўспышкі маланак каласальных памераў, працягласцю ў тысячы кіламетраў[64]. Магутнасць маланак на тры парадкі перавышае зямныя[84].
Гарачыя цені ад спадарожнікаў
Яшчэ адною незразумелаю з’явай можна назваць «гарачыя цені». Паводле дадзеных радыёвымярэнняў, праведзеных у 1960-х гадах, у месцах, куды на Юпітэр падаюць цені ад яго спадарожнікаў, тэмпература прыкметна павышаецца, а не паніжаецца, як можна было б чакаць[85].
Першая прыкмета любога магнітнага поля — радыё- і рэнтгенаўскае выпраменьванне. Аб будове магнітнага поля можна меркаваць з дапамогай мадэлей працэсаў, якія адбываюцца. Так было ўстаноўлена, што магнітнае поле Юпітэра мае не толькі дыпольны складнік, але і квадрупольны, актупольны і іншыя гармонікі вышэйшых парадкаў. Мяркуецца, што магнітнае поле ствараецца дынама-машынай, падобнай на зямную. Але ў адрозненне ад Зямлі, правадніком токаў на Юпітэры служыць пласт металічнага гелію[86].
Вось магнітнага поля нахіленая да восі кручэння 10,2 ± 0,6°, амаль як і на Зямлі, аднак паўночны магнітны полюс размешчаны побач з паўднёвым геаграфічным, а паўднёвы магнітны — з паўночным геаграфічным[87]. Напружанасць поля на ўзроўні бачнай паверхні аблокаў роўная 14 Э каля паўночнага полюса і 10,7 Э каля паўднёвага. Яго палярнасць адваротная палярнасці зямнога магнітнага поля[9][88].
Форма магнітнага поля ў Юпітэра моцна сплюшчаная і нагадвае дыск, у адрозненне ад кроплепадобнай у Зямлі. Цэнтрабежная сіла, якая дзейнічае на раскручаную плазму з аднаго боку, і цеплавы ціск гарачай плазмы з другога расцягваюць сілавыя лініі, утвараючы на адлегласці 20 RJ структуру, якая нагадвае тонкі блін, таксама вядомую як магнітадыск. Ён мае тонкую токавую структуру паблізу магнітнага экватара[89].
Вакол Юпітэра, як і вакол большасці планет Сонечнай сістэмы, існуе магнітасфера — вобласць, у якой паводзіны зараджаных часціц, плазмы, вызначаюцца магнітным полем. Для Юпітэра крыніцамі такіх часціц з’яўляюцца сонечны вецер і спадарожнік Іо. Вулканічны попел, які выкідаецца вулканамі Іо, іанізуецца пад дзеяннем сонечнага ультрафіялету. Так утвараюцца іоны серы і кіслароду: S+, O+, S2+ і O2+. Гэтыя часціцы пакідаюць атмасферу спадарожніка, аднак застаюцца на арбіце вакол яго, утвараючы тор. Гэты тор быў адкрыты апаратам «Вояджэр-1», ён ляжыць у плоскасці экватара Юпітэра і мае радыус у 1 RJ ў папярочным сячэнні і радыус ад цэнтра (у дадзеным выпадку ад цэнтра Юпітэра) да ўтваральнай паверхні ў 5,9 RJ[90]. Менавіта ён вызначае дынаміку магнітасферы Юпітэра.
Магнітасфера Юпітэра. Захопленыя магнітным полем іоны сонечнага ветру на схеме паказаны чырвоным колерам, пояс нейтральнага вулканічнага газу Іо — зялёным, пояс нейтральнага газу Еўропы — сінім. ENA — нейтральныя атамы. Паводле дадзеных зонда «Касіні», атрыманых у пачатку 2001
Набягаючы сонечны вецер ураўнаважваецца ціскам магнітнага поля на адлегласці ў 50-100 радыусаў планеты, без уплыву Іо гэта адлегласць была б не большая за 42 RJ. На начным баку працягваецца за арбіту Сатурна[52], дасягаючы ў даўжыню 650 млн км і больш[2][31][91]. Паскораныя ў магнітасферы Юпітэра электроны дасягаюць Зямлі. Калі б магнітасферу Юпітэра можна было бачыць з паверхні Зямлі, то яе вуглавыя памеры перавышалі б памеры Месяца[88].
Радыяцыйныя паясы
Юпітэр мае магутныя радыяцыйныя паясы[92]. Пры збліжэнні з Юпітэрам «Галілеа» атрымаў дозу радыяцыі, якая ў 25 разоў перавышае смяротную дозу для чалавека. Выпраменьванне радыяцыйнага пояса Юпітэра ў радыёдыяпазоне ўпершыню было выяўлена ў 1955 годзе. Радыёвыпраменьванне носіць сінхронны характар. Электроны ў радыяцыйных паясах валодаюць велізарнай энергіяй, якая складае каля 20 МэВ[93], пры гэтым зонд «Касіні» выявіў, што шчыльнасць электронаў у радыяцыйных паясах Юпітэра ніжэйшая, чым чакалася. Паток электронаў у радыяцыйных паясах Юпітэра можа быць вельмі небяспечны для касмічных апаратаў, бо апаратура пад уздзеяннем радыяцыі можа выйсці са строю[92]. Наогул, радыёвыпраменьванне Юпітэра не з’яўляецца строга аднародным і сталым — як па часе, так і па частаце. Сярэдняя частата такога выпраменьвання, паводле дадзеных даследаванняў, складае каля 20 МГц, а ўвесь дыяпазон частот — ад 5-10 да 39,5 Мгц[94].
Структура палярных ззянняў на Юпітэры: паказана асноўнае кольца, палярнае выпраменьванне і плямы, якія ўзніклі як вынік узаемадзеяння з натуральнымі спадарожнікамі Юпітэра.
На Юпітэры назіраюцца яркія ўстойлівыя ззянні вакол абодвух палюсоў. У адрозненне ад палярных ззянняў на Зямлі, якія паяўляюцца ў перыяды павышанай сонечнай актыўнасці, палярныя ззянні Юпітэра з’яўляюцца пастаяннымі, хоць іх інтэнсіўнасць мяняецца з дня ў дзень. Яны складаюцца з трох галоўных кампанентаў: асноўная і найбольш яркая вобласць параўнальна невялікая (менш за 1000 км у шырыню), размешчаная прыкладна ў 16° ад магнітных палюсоў[95]; гарачыя плямы — сляды магнітных сілавых ліній, якія злучаюць іанасферы спадарожнікаў з іанасферай Юпітэра, і вобласці кароткачасовых выкідаў, размешчаныя ўсярэдзіне асноўнага кальца. Выкіды палярных ззянняў былі выяўленыя амаль ва ўсіх частках электрамагнітнага спектра, ад радыёхваль да рэнтгенаўскіх прамянёў (да 3 кэВ), аднак яны найбольш яркія ў сярэднім інфрачырвоным дыяпазоне (даўжыня хвалі 3-4 мкм і 7-14 мкм) і глыбокай ультрафіялетавай вобласці спектра (даўжыня хвалі 80-180 нм).
Становішча асноўных палярных кольцаў устойлівае, як і іх форма. Аднак іх выпраменьванне моцна мадулюецца ціскам сонечнага ветру — чым мацнейшы вецер, тым слабейшыя палярныя ззянні. Устойлівасць ззянняў падтрымліваецца вялікім прытокам электронаў, што паскараюцца за кошт рознасці патэнцыялаў паміж іанасферай і магнітадыскам[96]. Гэтыя электроны спараджае ток, які падтрымлівае сінхроннасць кручэння ў магнітадыску. Энергія гэтых электронаў 10 — 100 кэВ; пранікаючы глыбока ўнутр атмасферы, яны іанізуюць і ўзбуджаюць малекулярны вадарод, выклікаючы ўльтрафіялетавае выпраменьванне. Акрамя таго, яны разаграваюць іанасферу, чым тлумачыцца моцнае інфрачырвонае выпраменьванне палярных ззянняў і частковы нагрэў тэрмасферы[95].
Гарачыя плямы звязаны з трыма галілеевымі спадарожнікамі: Іо, Еўропа і Ганімед. Яны ўзнікаюць з-за таго, што плазма запавольваецца паблізу спадарожнікаў. Самыя яркія плямы належаць Іо, бо гэты спадарожнік з’яўляецца асноўным пастаўшчыком плазмы, плямы Еўропы і Ганімеда значна слабейшыя. Яркія плямы ўнутры асноўных кольцаў, якія з’яўляюцца час ад часу, як лічыцца, звязаныя з узаемадзеяннем магнітасферы і сонечнага ветру[95].
Вялікая рэнтгенаўская пляма
Камбінаванае фота Юпітэра ў тэлескопа «Хабл» і з рэнтгенаўскага тэлескопа «Чандра» — люты 2007 г.
Арбітальным тэлескопам «Чандра» у снежні 2000 года на полюсах Юпітэра (галоўным чынам, на паўночным полюсе) выяўлена крыніца пульсуючага рэнтгенаўскага выпраменьвання, названая Вялікай рэнтгенаўскай плямай. Прычыны гэтага выпраменьвання пакуль загадка[84][97].
Мадэлі фарміравання і эвалюцыі
Гіпотэзы аб узнікненні і фарміраванні Юпітэра
Значны ўклад ва ўяўленні аб фарміраванні і эвалюцыі зорак уносяць назіранні экзапланет. Так, з іх дапамогай былі ўстаноўлены рысы, агульныя для ўсіх планет, падобных да Юпітэра:
Узбагачэнне цяжкімі хімічнымі элементамі за кошт планетазімалей.
Існуюць дзве асноўныя гіпотэзы, якія тлумачаць працэсы ўзнікнення і фарміравання Юпітэра.
Паводле першай гіпотэзы, якая атрымала назву гіпотэзы «кантракцыі», адноснае падабенства хімічнага складу Юпітэра і Сонца (вялікая доля вадароду і гелію) тлумачыцца тым, што ў працэсе ўтварэння планет на ранніх стадыях развіцця Сонечнай сістэмы ў газапылавым дыску ўтварыліся масіўныя «згушчэнні», з якіх утварыліся планеты, г. зн. Сонца і планеты фарміраваліся падобным чынам[98]. Праўда, гэтая гіпотэза не тлумачыць усё ж такі наяўныя адрозненні ў хімічным складзе планет: Сатурн, напрыклад, утрымлівае больш цяжкіх хімічных элементаў, чым Юпітэр, а той, у сваю чаргу, больш, чым Сонца[98]. Планеты ж зямной групы вельмі моцна адрозніваюцца па сваім хімічным складзе ад планет-гігантаў.
Другая гіпотэза (гіпотэза «акрэцыі») кажа, што працэс утварэння Юпітэра, а таксама Сатурна, адбываўся ў два этапы. Спачатку на працягу некалькіх дзясяткаў мільёнаў гадоў[98] фарміраваліся цвёрдыя шчыльныя целы, накшталт планет зямной групы. Затым пачаўся другі этап, калі на працягу некалькіх соцень тысяч гадоў адбывалася акрэцыя газу з першаснага протапланетнага воблака на гэтыя целы, якія дасягнулі да таго моманту масы ў некалькі мас Зямлі.
Яшчэ на першым этапе з вобласці Юпітэра і Сатурна частка газу рассеялася, што прывяло да некаторых адрозненняў у хімічным складзе гэтых планет і Сонца. На другім этапе тэмпература знешніх слаёў Юпітэра і Сатурна дасягала 5000 °C і 2000 °C адпаведна[98]. Уран жа і Нептун дасягнулі крытычнай масы, неабходнай для пачатку акрэцыі, значна пазней, што паўплывала як на іх масы, так і на хімічны склад[98].
У 2004 годзе Катарынай Лодэрс з Універсітэта Вашынгтона была прапанавана гіпотэза, паводле якой ядро Юпітэра складаецца ў асноўным з нейкага клейкага арганічнага рэчыва, што, у сваю чаргу, у значнай ступені паўплывала на захоп ядром рэчыва з навакольнай вобласці прасторы. Каменна-смаляное ядро, якое ўтварылася ў выніку, сілай свайго прыцягнення «захапіла» газ з сонечнай туманнасці, утварыўшы сучасны Юпітэр[56][99]. Гэтая ідэя ўпісваецца ў другую гіпотэзу аб узнікненні Юпітэра шляхам акрэцыі.
Юпітэр як «няўдалая зорка»
Параўнальныя памеры Юпітэра і Зямлі.
Тэарэтычныя мадэлі паказваюць, што калі б маса Юпітэра была нашмат большая за яго рэальную масу, то гэта прывяло б да сціскання планеты. Невялікія змены масы не выклікалі б колькі-небудзь значных змен радыуса. Аднак калі б маса Юпітэра перавышала яго рэальную масу ў чатыры разы, шчыльнасць планеты ўзрасла б да такой ступені, што пад дзеяннем узрослай гравітацыі памеры планеты моцна зменшыліся б. Такім чынам, як відаць, Юпітэр мае максімальны дыяметр, які магла б мець планета з падобнай будовай і гісторыяй. З далейшым павелічэннем масы сцісканне працягвалася б да таго часу, пакуль у працэсе фарміравання зоркі Юпітэр не стаў бы карычневым карлікам з масай, якая б пераўзыходзіла яго цяперашнюю прыкладна ў 50 разоў[100][101]. Гэта дае астраномам падставы лічыць Юпітэр «няўдалай зоркай», хоць незразумела, ці падобныя працэсы фарміравання такіх планет, як Юпітэр, з тымі, што прыводзяць да фарміравання двайных зорных сістэм. Для таго, каб стаць зоркай, Юпітэру трэба было б быць у 75 разоў масіўнейшым: самы маленькі з вядомых чырвоных карлікаў усяго толькі на 30 % большы ў дыяметры[102][103].
Гіпотэзы аб існаванні жыцця ў атмасферы Юпітэра
У цяперашні час наяўнасць жыцця на Юпітэры здаецца малаверагоднай: нізкая канцэнтрацыя вады ў атмасферы, адсутнасць цвёрдай паверхні і г. д. Аднак яшчэ ў 1970-х гадах амерыканскі астраном Карл Саган гаварыў пра магчымасць існавання ў верхніх пластах атмасферы Юпітэра жыцця на аснове аміяку[104]. Варта адзначыць, што нават на невялікай глыбіні ў атмасферы тэмпература і шчыльнасць дастаткова высокія[2], і магчымасць, па меншай меры, хімічнай эвалюцыі выключаць нельга, бо хуткасць і імавернасць праходжання хімічных рэакцый спрыяюць гэтаму. Аднак магчымае існаванне на Юпітэры і водна-вуглевадароднага жыцця: у пласце атмасферы, у якім ёсць воблакі з вадзянога пару, тэмпература і ціск таксама вельмі спрыяльныя. Карл Саган сумесна з Э. Э. Солпітэрам, зрабіўшы вылічэнні ў рамках законаў хіміі і фізікі, апісалі тры ўяўныя формы жыцця, якія могуць існаваць у атмасферы Юпітэра[105]:
Сінкеры (англ.: sinker — «грузіла») — малюсенькія арганізмы, якія размнажаюцца вельмі хутка. Яны даюць вялікую колькасць нашчадкаў. Гэта дазваляе выжыць частцы з іх пры наяўнасці небяспечных канвектыўных патокаў, здольных панесці сінкераў у гарачыя ніжнія пласты атмасферы.
Флоатэры (англ.: floater — «паплавок») — гіганцкія (велічынёй з зямны горад) арганізмы, падобныя да паветраных шароў. Флоатэр адпампоўвае з паветранага мяшка гелій і пакідае вадарод, што дазваляе яму трымацца ў верхніх пластах атмасферы. Ён можа харчавацца арганічнымі малекуламі або выпрацоўваць іх самастойна, як зямныя расліны.
Хантэр (англ.: hunter — «паляўнічы») — драпежныя арганізмы, якія палююць на флоатэраў.
Будучыня Юпітэра і яго спадарожнікаў
Вядома, што Сонца ў выніку паступовага вычэрпвання свайго тэрмаядзернага паліва павялічвае сваю свяцільнасць прыкладна на 11 % кожныя 1,1 млрд гадоў[106], і ў выніку гэтага яго калязоркавая заселеная зона перамесціцца за межы сучаснай зямной арбіты, пакуль не дасягне сістэмы Юпітэра. Павелічэнне яркасці Сонца ў гэты перыяд разагрэе спадарожнікі Юпітэра, дазволіўшы вызваліцца на іх паверхню вадкай вадзе[107], а значыць, створыць умовы для падтрымання жыцця. Праз 7,59 мільярда гадоў Сонца стане чырвоным гігантам[108]. Мадэль паказвае, што адлегласць паміж Сонцам і газавым гігантам скароціцца з 765 да 500 млн км. У такіх умовах Юпітэр пяройдзе ў новы клас планет, так званых «гарачых Юпітэраў»[109]. Тэмпература на яго паверхні дасягне 1000 К[110], што выкліча цёмна-чырвонае свячэнне планеты[110]. Спадарожнікі стануць непрыдатнымі для падтрымання жыцця і будуць прадстаўляць сабой высушаныя распаленыя пустыні.
Паводле дадзеных на студзень 2012 года, у Юпітэра вядома 67 спадарожнікаў — найбольшае значэнне сярод планет Сонечнай сістэмы[111]. Паводле ацэнак, спадарожнікаў можа быць не менш за сотню[55]. Спадарожнікі маюць у асноўным імёны розных міфічных персанажаў, так ці інакш звязаных з Зеўсам-Юпітэрам[112]. Спадарожнікі падзяляюць на дзве вялікія групы — унутраныя (8 спадарожнікаў, галілеевыя і негалілеевыя ўнутраныя спадарожнікі) і знешнія (55 спадарожнікаў, таксама падпадзяляюцца на дзве групы) — такім чынам, усяго атрымліваецца 4 «разнавіднасці»[113]. Чатыры самыя вялікія спадарожнікі — Іо, Еўропа, Ганімед і Каліста — былі адкрытыя яшчэ ў 1610 годзе Галілеа Галілеем[9][114][115]. Адкрыццё спадарожнікаў Юпітэра паслужыла першым сур’ёзным фактычным довадам на карысць геліяцэнтрычнай сістэмыКаперніка[113][116].
Еўропа
Найбольш цікавая Еўропа са сваім глабальным акіянам. Нельга выключаць, што ў акіяне можа існаваць жыццё. Спецыяльныя даследаванні паказалі, што акіян распасціраецца ўглыб на 90 км, яго аб’ём пераўзыходзіць аб’ём зямнога Сусветнага акіяна[117]. Паверхня Еўропы спярэшчаная разломамі і расколінамі, якія ўзніклі ў ледзяным панцыры спадарожніка[117]. Выказвалася меркаванне, што крыніцай цяпла для Еўропы служыць менавіта сам акіян, а не ядро спадарожніка. Існаванне падлёднага акіяна магчыма таксама на Каліста і Ганімедзе[79]. Мяркуючы, што за 1-2 млрд гадоў кісларод мог пракрасціся ў падлёдны акіян, навукоўцы тэарэтычна дапускаюць наяўнасць жыцця на спадарожніку[118][119]. У акіяне Еўропы ўтрымліваецца дастаткова кіслароду, каб падтрымліваць існаванне не толькі аднаклетачных форм жыцця, але і больш буйных[120]. Гэты спадарожнік займае другое месца па магчымасці ўзнікнення жыцця пасля Энцэлада[121].
Іо
Праходжанне спадарожніка Іо перад Юпітэрам, 24 ліпеня 1996 г., тэлескоп «Хабл».Вулканічная актыўнасць Іо, КА «Новыя гарызонты», 1 сакавіка 2007 г.
Іо цікавы наяўнасцю магутных дзеючых вулканаў; паверхня спадарожніка залітая прадуктамі вулканічнай актыўнасці[122][123]. На фотаздымках, зробленых касмічнымі зондамі, відаць, што паверхня Іо мае ярка-жоўтую афарбоўку з плямамі карычневага, чырвонага і цёмна-жоўтага колераў. Гэтыя плямы — вынік вывяржэнняў вулканаў Іо, якія складаюцца пераважна з серы і яе злучэнняў; колер вывяржэнняў залежыць ад іх тэмпературы[123].
Ганімед і Каліста
Ганімед з’яўляецца самым вялікім спадарожнікам не толькі Юпітэра, але і наогул у Сонечнай сістэме сярод усіх спадарожнікаў планет[55]. Ганімед і Каліста пакрытыя шматлікімі кратарамі, на Каліста многія з іх акружаны расколінамі[55]. Таксама на Каліста, як мяркуецца, пад паверхняй таксама ёсць акіян; на гэта ўскосна паказвае магнітнае поле Каліста, якое можа быць спароджана электрычнымі токамі ў салёнай вадзе ўнутры спадарожніка. Таксама на карысць гэтай гіпотэзы сведчыць тое, што магнітнае поле ў Каліста змяняецца ў залежнасці ад яго арыентацыі на магнітнае поле Юпітэра, гэта значыць, што пад паверхняй дадзенага спадарожніка існуе высокаправодная вадкасць[124][125].
Асаблівасці галілеевых спадарожнікаў
Усе буйныя спадарожнікі Юпітэра круцяцца сінхронна і заўсёды павернутыя да Юпітэра адным і тым жа бокам у выніку ўплыву магутных прыліўных сіл планеты-гіганта. Пры гэтым Еўропа, Іо і Ганімед знаходзяцца адзін з адным у арбітальным рэзанансе 4:2:1[32][55]. Да таго ж, сярод спадарожнікаў Юпітэра існуе заканамернасць: чым далей спадарожнік ад планеты, тым меншая яго шчыльнасць (у Іо — 3,53 г/см³, Еўропы — 2,99 г/см³, Ганімеда — 1,94 г/см³, Каліста — 1,83 г/см³)[126]. Гэта залежыць ад колькасці вады на спадарожніку: на Іо яе практычна няма, на Еўропе — 8 % , на Ганімедзе і Каліста — да паловы іх масы[126][127].
Малыя спадарожнікі Юпітэра
Астатнія спадарожнікі нашмат меншыя і прадстаўляюць сабой скалістыя целы няправільнай формы. Сярод іх ёсць і такія, якія круцяцца ў адваротны бок. З ліку малых спадарожнікаў Юпітэра значную цікавасць у навукоўцаў выклікае Амальтэя: як мяркуецца, унутры яе існуе сістэма пустот, якія ўзніклі ў выніку катастрофы, што адбылася ў далёкім мінулым — з-за метэарытнай бамбардзіроўкі Амальтэя распалася на часткі, якія затым зноў сабраліся пад дзеяннем узаемнай гравітацыі, але так і не сталі адзіным маналітным целам[128].
Метыда і Адрастэя — найбліжэйшыя да Юпітэра спадарожнікі з дыяметрамі прыкладна 40 і 20 км адпаведна. Яны рухаюцца па краі галоўнага кольца Юпітэра па арбіце радыусам 128 тысяч км, робяць абарот вакол Юпітэра за 7 гадзін і з’яўляюцца пры гэтым самымі хуткімі спадарожнікамі Юпітэра[129].
Агульны дыяметр усёй сістэмы спадарожнікаў Юпітэра складае 24 млн км[113]. Акрамя таго, мяркуецца, што ў мінулым спадарожнікаў у Юпітэра было яшчэ больш, але некаторыя з іх ўпалі на планету пад уздзеяннем яе магутнай гравітацыі[114].
Спадарожнікі з адваротным кручэннем вакол Юпітэра
Спадарожнікі Юпітэра, чые назвы заканчваюцца на «э» — Кармэ, Сінопэ, Ананкэ, Пасіфэ і іншыя (гл. група Ананкэ, група Кармэ, група Пасіфэ) — абарочваюцца вакол планеты ў адваротным кірунку (рэтраградны рух) і, паводле меркаванняў вучоных, утварыліся не разам з Юпітэрам, а былі захопленыя ім пазней. Аналагічнай уласцівасцю валодае спадарожнік НептунаТрытон[130].
Часовыя спадарожнікі Юпітэра
Некаторыя каметы прадстаўляюць сабой часовыя спадарожнікі Юпітэра. Так, у прыватнасці, камета Кусіды — Мурамацу ў перыяд з 1949 па 1961 гг. была спадарожнікам Юпітэра, здзейсніўшы за гэты час вакол планеты два абароты[131][132][133]. Акрамя гэтага аб’екта, вядомыя яшчэ як мінімум 4 часовыя спадарожнікі планеты-гіганта[131].
Кольцы Юпітэра
У Юпітэра ёсць слабыя кольцы, выяўленыя ў час праходжання «Вояджэра-1» міма Юпітэра ў 1979 годзе[134]. Наяўнасць кольцаў дапускаў яшчэ ў 1960 годзе савецкі астраном Сяргей Усехсвяцкі[67][135][136]: на аснове даследавання далёкіх пунктаў арбіт некаторых камет Усехсвяцкі заключыў, што гэтыя каметы могуць вылятаць з кальца Юпітэра, і выказаў здагадку, што кольцы ўтварыліся ў выніку вулканічнай дзейнасці спадарожнікаў Юпітэра (вулканы на Іо адкрыты праз два дзесяцігоддзі)[137].
Кольцы аптычна тонкія, аптычная таўшчыня іх ~ 10−6, а альбеда часціц усяго 1,5 %. Аднак назіраць іх усё ж магчыма: пры фазавых вуглах, блізкіх да 180 градусаў (погляд «супраць святла»), яркасць кольцаў узрастае прыкладна ў 100 разоў, а цёмны начны бок Юпітэра не пакідае засвятлення. Усяго кольцаў тры: адно галоўнае, «павуціннае» і гало.
Фатаграфія кольцаў Юпітэра. Зробленая «Галілеа» ў прамым рассеяным святле.
Галоўнае кольца распасціраецца ад 122 500 да 129 230 км ад цэнтра Юпітэра. Унутры галоўнае кольца пераходзіць у тараідальнае гало, а са знешняга боку кантактуе з павуцінным. Назіранае прамое рассейванне выпраменьвання ў аптычным дыяпазоне характэрна для пылавых часціц мікроннага памеру. Аднак пыл у наваколлі Юпітэра падвяргаецца магутным негравітацыйным адхіленням, з-за гэтага час жыцця пылінак 103±1 гадоў. Гэта азначае, што павінна быць крыніца гэтых пылінак. На ролю падобных крыніц падыходзяць два малыя спадарожнікі, якія ляжаць унутры галоўнага кальца, — Метыда і Адрастэя. Сутыкаючыся з метэароідамі, яны спараджаюць рой мікрачасцінак, якія распаўсюджваюцца па арбіце вакол Юпітэра. Назіранні павуціннага кольца выявілі два асобныя паясы рэчыва, якія пачынаюцца на арбітах Фівы і Амальтэі. Структура гэтых паясоў нагадвае будову задыякальных пылавых комплексаў[38].
Траянскія астэроіды — група астэроідаў, размешчаных у раёне пунктаў Лагранжа L4 і L5 Юпітэра. Астэроіды знаходзяцца з Юпітэрам у рэзанансе 1:1 і рухаюцца разам з ім па арбіце вакол Сонца[138]. Пры гэтым існуе традыцыя называць аб’екты, размешчаныя каля пункта L4, імёнамі грэчаскіх герояў, а каля L5 — траянскіх. Усяго на чэрвень 2010 адкрыта 1583 такія аб’екты[139].
Існуе дзве тэорыі, якія тлумачаць паходжанне траянцаў. Першая сцвярджае, што яны ўзніклі на канчатковым этапе фарміравання Юпітэра (разглядаецца варыянт з акрэцыяй). Разам з рэчывам былі захопленыя планетазімалі, на якія таксама ішла акрэцыя, а паколькі механізм быў эфектыўным, то палова з іх апынулася ў гравітацыйнай пастцы. Недахопы гэтай тэорыі: колькасць аб’ектаў, якія ўзніклі такім чынам, на чатыры парадкі большая за назіраную, і яны маюць значна большы нахіл арбіты[140].
Другая тэорыя — дынамічная. Праз 300—500 млн гадоў пасля фарміравання Сонечнай сістэмы Юпітэр і Сатурн праходзілі праз рэзананс 1:2. Гэта прывяло да перастройкі арбіт: Нептун, Плутон і Сатурн павялічылі радыус арбіты, а Юпітэр паменшыў. Гэта паўплывала на гравітацыйную ўстойлівасць пояса Койпера, і частка астэроідаў, якія яго засялялі, перасялілася на арбіту Юпітэра. Адначасова з гэтым былі разбураныя ўсе першапачатковыя траянцы, калі такія былі[141].
Далейшы лёс траянцаў невядомы. Шэраг слабых рэзанансаў Юпітэра і Сатурна прымусіць іх хаатычна рухацца, але якая будзе гэтая сіла хаатычнага руху і ці будуць яны выкінутыя са сваёй цяперашняй арбіты, цяжка сказаць. Акрамя гэтага, сутыкненні паміж сабой павольна, але няўхільна памяншаюць колькасць траянцаў. Нейкія фрагменты могуць стаць спадарожнікамі, а нейкія каметамі[142].
Сутыкненні нябесных цел з Юпітэрам
Камета Шумейкераў — Леві
След ад аднаго з абломкаў каметы Шумейкераў — Леві, здымак з тэлескопа «Хабл», ліпень 1994 г.[143]
У ліпені 1992 года да Юпітэра наблізілася камета. Яна прайшла на адлегласці каля 15 тысяч кіламетраў ад верхняй мяжы аблокаў, і магутнае гравітацыйнае ўздзеянне планеты-гіганта разарвала яе ядро на 17 вялікіх частак. Гэты каметны рой быў выяўлены на абсерваторыі Маўнт-Паломар мужам і жонкай Кэралін і Юджынам Шумейкерамі і астраномам-аматарам Дэвідам Леві. У 1994 годзе, пры наступным збліжэнні з Юпітэрам, усе абломкі каметы ўрэзаліся ў атмасферу планеты[2] з велізарнай хуткасцю — каля 64 кіламетраў у секунду. Гэты грандыёзны касмічны катаклізм назіраўся як з Зямлі, так і з дапамогай касмічных сродкаў, у прыватнасці, з дапамогай касмічнага тэлескопа «Хабл», спадарожніка IUE і міжпланетнай касмічнай станцыі «Галілеа». Падзенне ядраў суправаджалася ўспышкамі выпраменьвання ў шырокім спектральным дыяпазоне, газавымі выкідамі і фарміраваннем доўгажывучых віхраў, змяненнем радыяцыйных паясоў Юпітэра і з’яўленнем палярных ззянняў, паслабленнем яркасці плазменнага тора Іо ў крайнім ультрафіялетавым дыяпазоне[144].
Іншыя падзенні
Пляма ў раёне Паўднёвага полюса Юпітэра — 20 ліпеня 2009, інфрачырвоны тэлескоп у абсерваторыі Мауна-Кеа, Гаваі.
19 ліпеня 2009 года ўжо згаданы вышэй астраном-аматар Энтані Уэслі (англ.: Anthony Wesley) выявіў цёмную пляму ў раёне Паўднёвага полюса Юпітэра. У далейшым гэтую знаходку пацвердзілі ў абсерваторыі Кек на Гаваях[145][146]. Аналіз атрыманых дадзеных паказаў, што найбольш імаверным целам, якое звалілася ў атмасферу Юпітэра, быў каменны астэроід[147].
3 чэрвеня 2010 года ў 20:31 па міжнародным часе два незалежныя назіральнікі — Энтані Уэслі (англ.: Anthony Wesley, Аўстралія) і Крыстафер Го (англ.: Christopher Go, Філіпіны) — заснялі ўспышку над атмасферай Юпітэра, што, хутчэй за ўсё, узнікла ад падзення новага, раней невядомага цела на Юпітэр. Праз суткі пасля гэтай падзеі новыя цёмныя плямы ў атмасферы Юпітэра не выяўленыя. Ужо праведзеныя назіранні на найбуйнейшых інструментах Гавайскіх астравоў (Gemini, Keck і IRTF) і запланаваны назіранні на касмічным тэлескопе «Хабл»[148][149][150][151][152][153][154]. 16 чэрвеня 2010 года НАСА апублікавала прэс-рэліз, у якім паведамляецца, што на здымках, атрыманых ад касмічнага тэлескопа «Хабл» 7 чэрвеня 2010 года (праз чацвёра сутак пасля фіксавання ўспышкі), не выяўлены прыкметы падзення ў верхніх пластах атмасферы Юпітэра[155].
20 жніўня 2010 года ў 18:21:56 па міжнародным часе адбылася ўспышка над хмарным покрывам Юпітэра, якую выявіў японскі астраном-аматар Масаюкі Тацікава з прэфектуры Кумамота на зробленым ім відэазапісе. На наступны дзень пасля аб’явы аб дадзенай падзеі знайшлося пацвярджэнне ад незалежнага назіральніка Аокі Кадзуа (Aoki Kazuo) — аматара астраноміі з Токіа. Як мяркуецца, гэта магло быць падзенне астэроіда або каметы ў атмасферу планеты-гіганта[156][157][158][159][160].
Юпітэр вывучаўся выключна апаратамі НАСА ЗША. У канцы 1980-х — пачатку 1990-х гг. быў распрацаваны праект савецкай АМС «Цыялкоўскі» для даследавання Сонца і Юпітэра, які планаваўся да запуску ў 1990-х гг., але не быў рэалізаваны з прычыны распаду СССР.
У 1973 і 1974 міма Юпітэра прайшлі «Піянер-10» і «Піянер-11»[9] на адлегласці (ад аблокаў) 132 тыс. км і 43 тыс. км адпаведна. Апараты перадалі некалькі сот здымкаў (невысокага разрознення) планеты і галілеевых спадарожнікаў, упершыню вымералі асноўныя параметры магнітнага поля і магнітасферы Юпітэра, былі ўдакладненыя маса і памеры спадарожніка Юпітэра — Іо[9][79]. Таксама менавіта падчас пралёту міма Юпітэра апарата «Піянер-10» з дапамогай апаратуры, усталяванай на ім, удалося выявіць, што колькасць энергіі, што выпраменьваецца Юпітэрам у касмічную прастору, пераўзыходзіць колькасць энергіі, атрыманай ім ад Сонца[9].
Фатаграфія Юпітэра, зробленая «Вояджэрам-1» 24 студзеня 1979 года з адлегласці 40 млн км
У 1979 годзе каля Юпітэра праляцелі «Вояджэры»[52] (на адлегласці 207 тыс. км і 570 тыс. км). Упершыню былі атрыманы здымкі з высокім разрозненнем планеты і яе спадарожнікаў (усяго было перададзена каля 33 тыс. фотаздымкаў), былі выяўленыя кольцы Юпітэра; апараты таксама перадалі вялікую колькасць іншых каштоўных дадзеных, уключаючы звесткі аб хімічным складзе атмасферы, дадзеныя па магнітасферы і г. д.[79]; таксама былі атрыманы («Вояджэрам-1») дадзеныя аб тэмпературы верхніх слаёў атмасферы[161].
У 1992 годзе міма планеты прайшоў «Уліс» на адлегласці 900 тыс. км. Апарат правёў вымярэнні магнітасферы Юпітэра («Уліс» прызначаны для вывучэння Сонца і не мае фотакамер).
З 1995 года па 2003 год на арбіце Юпітэра знаходзіўся «Галілеа»[9][36]. З дапамогай гэтай місіі было атрымана мноства новых дадзеных. У прыватнасці, спускальны апарат упершыню вывучыў атмасферу газавай планеты знутры. Мноства здымкаў з высокім разрозненнем і дадзеныя іншых вымярэнняў дазволілі падрабязна вывучыць дынаміку атмасферных працэсаў Юпітэра, а таксама зрабіць новыя адкрыцці, якія тычацца яго спадарожнікаў. У 1994 годзе з дапамогай «Галілеа» навукоўцы змаглі назіраць падзенне на Юпітэр асколкаў каметы Шумейкераў — Леві 9[122]. Хаця галоўная антэна «Галілеа» не раскрылася (з гэтай прычыны паток дадзеных склаў толькі 1 % ад патэнцыяльна магчымага), тым не менш, усе асноўныя мэты місіі былі дасягнуты.
У 2000 годзе міма Юпітэра праляцеў «Касіні». Ён зрабіў шэраг фотаздымкаў планеты з рэкордным (для маштабных здымкаў) разрозненнем і атрымаў новыя дадзеныя аб плазменным торы Іо. Паводле здымкаў «Касіні» былі складзеныя самыя падрабязныя на сённяшні дзень каляровыя «карты» Юпітэра, на якіх памер самых дробных дэталей складае 120 км. Пры гэтым былі выяўленыя некаторыя незразумелыя з’явы, як, напрыклад, загадкавая цёмная пляма ў паўночных прыпалярных раёнах Юпітэра, бачная толькі ў ультрафіялетавым святле[162]. Таксама было выяўлена велізарнае воблака газу вулканічнага паходжання, якое працягнулася ад Іо ў адкрыты космас на адлегласць парадку 1 а. а. (150 млн км)[162]. Акрамя таго, быў пастаўлены ўнікальны эксперымент па вымярэнні магнітнага поля планеты адначасова з двух пунктаў («Касіні» і «Галілеа»).
Вывучэнне Юпітэра касмічнымі апаратамі з пралётнай траекторыі
28 лютага 2007 па дарозе да Плутона ў ваколіцах Юпітэра здзейсніў гравітацыйны манеўр апарат «Новыя гарызонты»[9][163]. Былі зроблены здымкі планеты і спадарожнікаў[164][165], дадзеныя ў аб’ёме 33 гігабайт перададзеныя на Зямлю, атрыманы новыя звесткі[14][166].
У жніўні 2011 года запушчаны апарат «Юнона» (Juno), які павінен выйсці на палярную арбіту Юпітэра і правесці дэталёвыя даследаванні планеты[167][168]. Такая арбіта — не ўздоўж экватара планеты, а ад полюса да полюса — дазволіць, як мяркуюць навукоўцы, лепш вывучыць прыроду палярных ззянняў на Юпітэры[168].
З-за магчымасці існавання падземных вадкіх акіянаў на спадарожніках планеты — Еўропе, Ганімедзе і Каліста — ёсць вялікая цікавасць да вывучэння менавіта гэтай з’явы. Аднак фінансавыя праблемы і тэхнічныя цяжкасці прывялі да адмены ў пачатку XXI стагоддзя першых праектаў іх даследавання — амерыканскіх Europa Orbiter (з высадкай на Еўропу апаратаў крыябота для працы на ледзяной паверхні і гідработа для запуску ў акіян) і Jupiter Icy Moons Orbiter і еўрапейскага Jovian Europa Orbiter.
На 2020 год было запланавана ажыццяўленне сіламі НАСА і ЕКА міжпланетнай місіі па вывучэнні галілеевых спадарожнікаў Europa Jupiter System Mission (EJSM). У лютым 2009 года ЕКА абвясціла аб прыярытэце праекта па даследаванні Юпітэра перад іншым праектам — па даследаванні спадарожніка Сатурна — Тытана (Titan Saturn System Mission)[169][170][171]. Аднак місія EJSM не адменена. У яе рамках NASA плануе пабудаваць апарат, які прызначаны для даследаванняў планеты-гіганта і яе спадарожнікаў Еўропы і Іо — Jupiter Europa Orbiter. ЕКА збіралася адправіць да Юпітэра іншую станцыю для даследавання яго спадарожнікаў Ганімеда і Каліста — Jupiter Ganymede Orbiter. Запуск абодвух касмічных робатаў быў запланаваны на 2020, з дасягненнем Юпітэра ў 2026 годзе і працай на тры гады[171][172]. Меркавалася, што абодва апараты будуць запушчаны ў рамках праекта Europa Jupiter System Mission[173]. Акрамя таго, у місіі EJSM магчымы ўдзел Японіі з апаратам Jupiter Magnetospheric Orbiter (JMO) для даследаванняў магнітасферы Юпітэра. Таксама ў рамках місіі EJSM Расія і ЕКА плануюць яшчэ адзін апарат (Лаплас — Еўропа П) для пасадкі на Еўропу.
У маі 2012 было абвешчана, што ЕКА будзе праводзіць комплексную еўрапейска-расійскую місію Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE) па вывучэнні Юпітэра і яго спадарожнікаў з меркаваным акіянам пад паверхняй (Ганімеда, Каліста, Еўропы) з запускам ў 2022 і прыбыццём у сістэму Юпітэра ў 2030, падчас якой расійскі апарат зробіць пасадку на Ганімед[174][175]. Аўтаматычная міжпланетная станцыя JUICE была запушчана 14 красавіка 2023 года[176].
Арбітальныя тэлескопы
З дапамогай тэлескопа «Хабл», у прыватнасці, былі атрыманы першыя здымкі палярных ззянняў у ультрафіялетавым дыяпазоне на Юпітэры[177], зробленыя фатаграфіі сутыкнення з планетай абломкаў каметы Шумейкераў — Леві 9, ажыццёўленыя назірання за віхрамі[178] праведзены шэраг іншых даследаванняў.
Аматарскія назіранні
Пры назіранні Юпітэра ў 80-міліметровы тэлескоп можна адрозніць шэраг дэталей: палосы з няроўнымі межамі, выцягнутыя ў шыротным кірунку, цёмныя і светлыя плямы[179]. Тэлескоп з апертурай ад 150 мм пакажа Вялікую чырвоную пляму і падрабязнасці ў паясах Юпітэра. Малую чырвоную пляму можна заўважыць у тэлескоп ад 250 мм з ПЗС-камерай. Адзін поўны абарот планета здзяйсняе за перыяд ад 9 г. 50 хв. (на экватары планеты) да 9 г. 55,5 хв. (на полюсах). Гэтае вярчэнне дазваляе ўбачыць назіральніку ўсю планету за адну ноч.
Месяц, Венера і Юпітэр (злева ўверсе). 1 снежня 2008 года, Гуанчжоу, Кітай.
Юпітэр у культуры
Як яркае нябеснае цела, Юпітэр прыцягваў увагу назіральнікаў са старажытнасці і, адпаведна, станавіўся аб’ектам пакланення. Напрыклад, з ім звязаны культ семіцкага бажаства Гада, індыйскае рэлігійнае свята Кумбха-мела, кітайскае бажаство Тай-Суй (гл. таксама Багі трох зорак(англ.) (бел.). Сваю сучасную назву планета носіць з часоў Старажытнага Рыма, жыхары якога так называлі свайго вярхоўнага бога.
Юпітэр адыгрывае адну з ключавых роляў у астралогіі, сімвалізуючы сабой моц, росквіт, поспех. Сімвал — ♃. Згодна з уяўленнямі астролагаў, Юпітэр з’яўляецца царом планет[180]. У кітайскай філасофіі, у рамках вучэння аб пяці стыхіях, планета называецца «драўнянай зоркай»[181]. Старажытныя цюркі і манголы лічылі, што гэтая планета можа ўплываць на прыродныя і грамадскія працэсы[182].
Планета таксама шырока прысутнічае ў цэлым шэрагу сучасных мастацкіх твораў, кніг, фільмаў, коміксаў і іншых[183][184].
↑ абвгдеёJupiter — NASA(англ.)(недаступная спасылка). — Юпітэр на сайце НАСА. Архівавана з першакрыніцы 10 жніўня 2011. Праверана 5 кастрычніка 2010.
↑Болсун А. І., Рапановіч Я. Н. Слоўнік фізічных і астранамічных тэрмінаў. Мн., 1979.
↑Куртик Г. Е. Звёздное небо Древней Месопотамии. — СПб.: Алетейя, 2007. — С. 350.
↑Ван-дер-Варден Б. Пробуждающаяся наука II. Рождение астрономии. — М.: Наука, 1991. — С. 263—275.
↑Ван-дер-Варден Б. Пробуждающаяся наука II. Рождение астрономии. — М.: Наука, 1991. — С. 195.
↑Сыма Цянь. Исторические записки («Ши цзи»). В 9 т. — М.: Наука, 1986. — Т. 4. — С. 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
↑Guillot, T.; Stevenson, D. J.; Hubbard, W. B.; Saumon, D. (2004). "Chapter 3: The Interior of Jupiter"(PDF). In Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. (рэд-ры). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. ISBN0521818087. Архівавана з арыгінала(PDF) 25 чэрвеня 2010. Праверана 23 красавіка 2014.{{cite book}}: Папярэджанні CS1: розныя назвы: authors list (спасылка)
↑McDowell, Jonathan. Jonathan's Space Report, No. 267(нявызн.)(недаступная спасылка). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (8 декабря 1995). Архівавана з першакрыніцы 10 жніўня 2011. Праверана 23 красавіка 2014.
↑ абЮПИТЕР (планета)(руск.). Большая энциклопедия Кирилла и Мефодия. Архівавана з першакрыніцы 27 красавіка 2012. Праверана 20 красавіка 2012.
↑Yelle, R.V.; Miller, S. (2004). "Jupiter's Thermosphere and Ionosphere"(PDF). In Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. (рэд-ры). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press.
↑Внутреннее строение Юпитера. Часть 2.(нявызн.). Космоньюс.ру (7 декабря 2008). — Все о космосе: статьи, фотографии, новости астрономии. Архівавана з першакрыніцы 10 жніўня 2011. Праверана 17 кастрычніка 2010.
↑Williams G. P. Planetary circulation: 2. The Jovian quasi-geostrophic regime // J. Atmos. Sci. 1979. 36. P. 932—968.
↑Кригель А. М. О подобии между медленными колебаниями в атмосферах планет и циклом солнечной активности // Вестник Ленинградского гос. университета. Сер. 7. 1988. Вып. 3 (№ 21). С. 122—125.
↑ абвA. 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. Spencer, S. A. Stern, J. T. Clarke, M. J. Mutchler, and K. S. Noll.Changing Characteristics of Jupiter's Little Red Spot(англ.) // The Astronomical Journal, 135:2446—2452. — 2008 June.
↑ абСилкин, Б. И.Странный мир Ио // Журнал «Химия и жизнь». — 1982. — В. № 4. — С. С. 57—59. Архівавана з першакрыніцы 23 сакавіка 2012.
↑Каллисто(нявызн.). Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга (ГАИШ). Архівавана з першакрыніцы 10 жніўня 2011. Праверана 5 кастрычніка 2010.
↑Каллисто(нявызн.). Планетные системы. Архівавана з першакрыніцы 10 жніўня 2011. Праверана 5 кастрычніка 2010.
↑Ганимед(руск.). — Информация о спутнике Юпитера Ганимеде на астрономическом сайте freescince.narod.ru. Архівавана з першакрыніцы 10 жніўня 2011. Праверана 5 кастрычніка 2010.
↑Цесевич В.П. Что и как наблюдать на небе. — 6-е изд. — М.: Наука, 1984. — 304 с.
↑Marzari, F.; Scholl, H.; Murray C.; Lagerkvist C.Origin and Evolution of Trojan Asteroids(англ.). — Tucson, Arizona: University of Arizona Press, 2002. — С. 725—738.
↑§ 26. Наблюдения Юпитера(нявызн.)(недаступная спасылка). — Бронштэн В. А. Планеты и их наблюдение. Архівавана з першакрыніцы 10 жніўня 2011. Праверана 5 кастрычніка 2010.
↑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(нявызн.) (PDF). Lunar & Planetary Institute. Архівавана з першакрыніцы 7 ліпеня 2013. Праверана 1 лютага 2007.
↑Brian Stableford.Jupiter // Science Fact and Science Fiction. An Encyclopedia. — Routledge, Taylor & Francis Group, 2006. — P. 254-255. — 758 p. — ISBN 0‐415‐97460‐7.
Літаратура
Астраномія: вучэбны дапаможнік для 11 кл. агул.-адукац. устаноў з беларускай моввай навучання / Галуза І. В., Голубеў У. А., Шымбалёў А. А. — 2-е выд. — Мн.: Народная асвета, 2009.
Астрономия: Учебник для 11 кл. общеобразовательных учреждений / Левитан Е. П. — 9-е изд. — М.: Просвещение, 2004. — ISBN 5-09-013370-0.
Майлс Л. и Смит А. Астрономия и космос. Энциклопедия. — М.: Росмэн, 2001. — ISBN 5-8451-0296-0, 5-8451-0959-0.
Юпитер: Происхождение и внутреннее строение / под ред. Т. Герелса. — М.: Мир, 1978.
Alexander J. Dessler. Physics of the Jovian magnetosphere. — Cambridge: Cambridge University Press, 1983. — ISBN 0-521-24558-3.
Jupiter: The planet, satellites, and magnetosphere / Рэд.: Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B. — Cambridge: Cambridge University Press, 2004. — ISBN 0-521-81808-7.
Beebe, Reta. Jupiter: The Giant Planet. — 2-е изд. — Washington (DC): Smithsonian Institution Press, 1996. — ISBN 1-56098-685-9.
Guillaume Cannat, Didier Jamet. Jupiter und Saturn — die schönsten Bilder der Raumsonden Galileo und Cassini / Delius Klasing. — Bielefeld, 2007. — ISBN 3-7688-1877-2.
John W. McAnally. Jupiter and how to observe it. — London: Springer, 2008. — ISBN 1-85233-750-8.
T., Johnson. Results about Jupiter, Io, Ganymede, and Callisto. The Galileo Mission to Jupiter and Its Moons. — Scientific American, February 2000. — 40 с.
.svg){kind=small}
.jpg)
.jpg)
