$$$

 JUPITER

Jupiter, cea mai masivă planetă a sistemului solar și a cincea ca distanță față de Soare. Este unul dintre cele mai strălucitoare obiecte de pe cerul nopții; doar Luna, Venus și uneori Marte sunt mai strălucitoare. Jupiter este desemnat prin simbolul ♃ .

Când astronomii antici au numit planeta Jupiter după conducătorul roman al zeilor și cerului (cunoscut și sub numele de Jove), nu aveau nicio idee despre adevăratele dimensiuni ale planetei, dar numele este potrivit, deoarece Jupiter este mai mare decât toate celelalte planete la un loc. Este nevoie de aproape 12 ani tereștri pentru a orbita în jurul Soarelui și se rotește o dată la 10 ore, de peste două ori mai repede decât Pământul; Benzile sale colorate de nori pot fi văzute chiar și cu un telescop mic. Are un sistem îngust de inele și 92 de sateliți cunoscuți, unul mai mare decât planeta Mercur și trei mai mare decât Luna Pământului. Unii astronomi speculează că satelitul lui Jupiter, Europa, ar putea ascunde un ocean de apă caldă – și posibil chiar un fel de viață – sub o crustă de gheață.

Jupiter are o sursă internă de căldură; emite mai multă energie decât primește de la Soare. Presiunea din interiorul său profund este atât de mare încât hidrogenul există într-o stare metalică fluidă. Acest gigant are cel mai puternic câmp magnetic dintre toate planetele, cu o magnetosferă atât de mare încât, dacă ar putea fi văzută de pe Pământ, diametrul său aparent l-ar depăși pe cel al Lunii. Sistemul lui Jupiter este, de asemenea, sursa unor explozii intense de zgomot radio, la unele frecvențe radiind ocazional mai multă energie decât Soarele. În ciuda tuturor superlativelor sale, totuși, Jupiter este format aproape în întregime din doar două elemente, hidrogen și heliu, iar densitatea sa medie nu este cu mult mai mare decât densitatea apei.

Cunoștințele despre sistemul jovian au crescut dramatic după mijlocul anilor 1970, ca urmare a explorărilor a trei misiuni spațiale – Pioneers 10 și 11 în 1973-74, Voyager 1 și 2 în 1979 și orbiterul și sonda Galileo, care au ajuns pe Jupiter în decembrie 1995. Nava spațială Pioneer a servit ca cercetași pentru Voyager, arătând că mediul radiațional al lui Jupiter era tolerabil și cartografiend principalele caracteristici ale planetei și ale mediului său. Numărul mai mare și sofisticarea sporită a instrumentelor Voyager au furnizat atât de multe informații noi încât erau încă analizate când a început misiunea Galileo. Misiunile anterioare au fost toate survolări, dar Galileo a lansat o sondă în atmosfera lui Jupiter și apoi a intrat pe orbită în jurul planetei pentru investigații intensive ale întregului sistem până în septembrie 2003. În iulie 2016, orbiterul Juno a ajuns pe Jupiter pentru o misiune care se așteaptă să dureze doi ani. Alte analize ale sistemului jovian au fost furnizate la sfârșitul anului 2000 și începutul anului 2001 de survolarea navei spațiale Cassini în drum spre Saturn și în 2007 de survolarea navei spațiale New Horizons în drum spre Pluto. Observațiile impactului nucleului fragmentat al cometei Shoemaker-Levy 9 cu atmosfera lui Jupiter în 1994 au furnizat, de asemenea, informații despre compoziția și structura sa.

Date astronomice de bază

Jupiter are un diametru ecuatorial de aproximativ 143.000 km (88.900 mile) și orbitează în jurul Soarelui la o distanță medie de 778 milioane km (483 milioane mile). Tabelul prezintă date fizice și orbitale suplimentare pentru Jupiter. De un interes deosebit sunt densitatea medie scăzută a planetei de 1,33 grame pe cm cub – în contrast cu cele 5,52 grame pe cm cub ale Pământului – împreună cu dimensiunile și masa sa mari și perioada scurtă de rotație. Densitatea scăzută și masa mare indică faptul că compoziția și structura lui Jupiter sunt destul de diferite de cele ale Pământului și ale celorlalte planete interioare, o deducție care este susținută de investigații detaliate ale atmosferei și interiorului planetei gigantice.

Au fost stabilite trei perioade de rotație, toate la câteva minute distanță una de cealaltă. Cele două perioade numite Sistemul I (9 ore 50 minute 30 secunde) și Sistemul II (9 ore 55 minute 41 secunde) sunt valori medii și se referă la viteza de rotație la ecuator și, respectiv, la latitudini mai mari, așa cum sunt prezentate de caracteristicile observate în straturile de nori vizibile ale planetei. Jupiter nu are suprafață solidă; Tranziția de la atmosfera gazoasă la interiorul fluidului are loc treptat la adâncimi mari. Astfel, variația perioadei de rotație la diferite latitudini nu implică faptul că planeta însăși se rotește cu oricare dintre aceste viteze medii. De fapt, adevărata perioadă de rotație a lui Jupiter este Sistemul III (9 ore 55 minute 29 secunde). Aceasta este perioada de rotație a câmpului magnetic al lui Jupiter, dedusă pentru prima dată din observațiile de pe Pământ la lungimi de undă radio (vezi mai jos Emisie radio) și confirmată prin măsurători directe ale navei spațiale. Această perioadă, care a fost constantă timp de 30 de ani de observații, se aplică interiorului masiv al planetei, unde este generat câmpul magnetic.

Atmosfera

Norii și Marea Pată Roșie

Compozit generat pe calculator al lui Jupiter, care arată suprafața vizibilă a întregii planete și benzile sale caracteristice de nori. Cele patru ovale mici întunecate aliniate în centrul superior al imaginii pot fi goluri în atmosfera superioară, deschizându-se pentru a dezvălui straturile de nori de dedesubt. Marea pată roșie apare în dreapta jos. Compozitul se bazează pe 10 imagini color realizate de Voyager 1 pe 1 

Vizualizarea generată de computer a straturilor de nori ecuatoriali ai lui JupiterVizualizarea generată de computer a unei porțiuni din straturile de nori ecuatoriali ai lui Jupiter, simulând o vedere dintre straturi. În mod obișnuit, atunci când sunt văzute din spațiu, suprafețele norilor lui Jupiter au un aspect topografic plat. Această imagine în culori false combină date din observațiile navei spațiale Galileo făcute la trei lungimi de undă de lumină infraroșie, care sunt absorbite la diferite niveluri ale atmosferei și astfel oferă informații despre înălțimile norilor care pot fi utilizate pentru a adăuga relief la suprafață. Imaginea reduce stratul de nori adevărat mai complex într-un model simplu cu punți inferioare și superioare. Vizibilă chiar deasupra punții inferioare este o mică formațiune de nori (redată în albastru deschis). În stânga sa (în violet roșiatic) este un "punct fierbinte", o gaură în stratul inferior de nori similară cu cea în care a intrat sonda Galileo pe 7 decembrie 1995.

Chiar și un telescop modest poate arăta multe detalii despre Jupiter. Regiunea atmosferei planetei care este vizibilă de pe Pământ conține mai multe tipuri diferite de nori care sunt separați atât pe verticală, cât și pe orizontală. Schimbările în aceste sisteme de nori pot apărea pe perioade de câteva ore, dar un model de curenți latitudinali și-a menținut stabilitatea timp de decenii. A devenit tradițional să descriem aspectul planetei în termeni de nomenclatură standard pentru benzile sale întunecate alternative, numite centuri, și benzi strălucitoare, numite zone. Cu toate acestea, curenții de bază par să aibă o persistență mai mare decât acest model. De exemplu, centura ecuatorială de sud a dispărut de mai multe ori și chiar a dispărut complet (cel mai recent în 2010), doar pentru a reapărea luni sau ani mai târziu.

Imaginile de aproape ale lui Jupiter transmise pe Pământ de navele spațiale dezvăluie o varietate de forme de nori, inclusiv multe caracteristici eliptice care amintesc de sistemele de furtuni ciclonice și anticiclonice de pe Pământ. Toate aceste sisteme sunt în mișcare, apar și dispar pe scări de timp care variază în funcție de dimensiunile și locațiile lor. De asemenea, se observă că variază nuanțele pastelate ale diferitelor culori prezente în straturile de nori - de la galbenul roșu care pare să caracterizeze stratul principal, prin maro și albastru-gri, până la binecunoscuta Pată Roșie Mare de culoare somon, cea mai mare, mai proeminentă și mai longevivă caracteristică a lui Jupiter. Diferențele chimice în compoziția norilor, pe care astronomii le presupun a fi cauza variațiilor de culoare, însoțesc în mod evident segregarea verticală și orizontală a sistemelor de nori.

Meteorologia joviană poate fi comparată cu circulația globală a atmosferei Pământului. Pe Pământ, sistemele uriașe de nori spiralați se întind adesea pe mai multe grade de latitudine și sunt asociate cu mișcarea în jurul regiunilor de înaltă și joasă presiune. Aceste sisteme de nori sunt mult mai puțin limitate zonal decât sistemele de nori de pe Jupiter și se deplasează atât în latitudine, cât și în longitudine. Vremea locală de pe Pământ este adesea strâns legată de mediul local, care la rândul său este determinat de natura variată a suprafeței planetei.

Jupiter: polul sud

Jupiter nu are o suprafață solidă – deci nu are caracteristici topografice – iar circulația pe scară largă a planetei este dominată de curenți latitudinali. Lipsa unei suprafețe solide cu limite fizice și regiuni cu capacități termice diferite face ca persistența acestor curenți și a modelelor lor de nori asociate să fie cu atât mai remarcabilă. Marea Pată Roșie, de exemplu, se mișcă în longitudine în raport cu toate cele trei sisteme de rotație ale planetei, dar nu se mișcă în latitudine. Ovalele albe găsite la o latitudine chiar la sud de Marea Pată Roșie prezintă un comportament similar; Ovalele albe de această dimensiune nu se găsesc nicăieri altundeva pe planetă. Norii maro închis, evident găuri în stratul de nori roși, se găsesc aproape exclusiv în apropierea latitudinii nordice de 18°. Cea mai puternică emisie termică este detectată din zonele albastru-gri sau violet care apar în regiunea ecuatorială a planetei. Observațiile de la Juno au arătat că polii sunt acoperiți de furtuni de mărimea Pământului.

Marea pată roșie

Adevărata natură a Marii Pată Roșii a lui Jupiter era încă necunoscută la începutul secolului 21, în ciuda observațiilor extinse ale navelor spațiale Voyager, Galileo și Juno. Pe o planetă ale cărei modele de nori au o viață adesea numărată în zile, Marea Pată Roșie a fost observată continuu din 1878 și poate fi chiar aceeași furtună care a fost observată din 1665 până în 1713. De la întinderea sa maximă de aproximativ 48.000 km (30.000 mile) la sfârșitul secolului al XIX-lea, locul s-a micșorat și, din 2012, locul a devenit mai circular și s-a micșorat cu o rată accelerată de 900 km (580 mile) pe an. Dimensiunea sa actuală este de aproximativ 16.350 km (10.159 mile) lățime – suficient de mare pentru a găzdui cu ușurință Pământul. Aceste dimensiuni uriașe sunt probabil responsabile pentru longevitatea caracteristicii și, posibil, pentru culoarea sa distinctă.

Perioada de rotație a Marii Pată Roșii în jurul planetei nu se potrivește cu niciuna dintre cele trei perioade de rotație ale lui Jupiter. Arată o variabilitate care nu a fost corelată cu succes cu alte fenomene joviene. Observațiile Voyager au arătat că materialul din punct circulă în sens invers acelor de ceasornic o dată la șapte zile, corespunzând vânturilor cu forță de superuragan de 400 km pe oră la periferie. Imaginile Voyager au înregistrat, de asemenea, un număr mare de interacțiuni între Marea Pată Roșie și perturbații mult mai mici care se mișcă în curent la aceeași latitudine. Interiorul locului este remarcabil de liniștit, fără dovezi clare pentru aflorarea (sau divergența) așteptată a materialului de la adâncimi mai mici.

Marea Pată Roșie, prin urmare, pare a fi un anticiclon uriaș, un vortex sau vârtej al cărui diametru este probabil însoțit de o adâncime mare care permite caracteristicii să ajungă mult sub și mult deasupra straturilor principale de nori. Pata roșie încălzește atmosfera superioară a lui Jupiter de jos și o face cu sute de grade mai fierbinte decât s-ar aștepta doar de la încălzirea solară. Extensia inferioară a locului rămâne de observat.

Compoziția norilor

Norii lui Jupiter se formează la diferite altitudini în atmosfera planetei. Cu excepția vârfului Marii Pete Roșii, norii albi sunt cei mai înalți, cu temperaturi de aproximativ 120 de kelvini (K; -240 ° F sau -150 ° C). Acești nori albi constau din cristale de amoniac înghețate și sunt astfel analogi cu norii cirrus de apă și gheață din atmosfera Pământului. Norii roșii care sunt răspândiți pe scară largă pe planetă apar la niveluri mai joase. Ele par să se formeze la o temperatură de aproximativ 200 K (−100 °F, −70 °C), ceea ce sugerează că probabil constau din hidrosulfură de amoniu condensată și că culoarea lor poate fi cauzată de alți compuși de amoniac-sulf, cum ar fi polisulfurile de amoniu. Compușii de sulf sunt invocați ca agenți coloranți probabili, deoarece sulful este relativ abundent în cosmos și hidrogenul sulfurat este absent în atmosfera lui Jupiter deasupra norilor.

Jupiter este compus în principal din hidrogen și heliu. În condiții de echilibru – permițând tuturor elementelor prezente să reacționeze între ele la o temperatură medie pentru partea vizibilă a atmosferei joviene – se așteaptă ca elementele chimic active abundente să se combine cu hidrogenul. Astfel, s-a presupus că metan, amoniac, apă și hidrogen sulfurat ar fi prezente. Cu excepția hidrogenului sulfurat, toți acești compuși au fost găsiți prin observații spectroscopice de pe Pământ. Absența aparentă a hidrogenului sulfurat poate fi înțeleasă dacă se combină cu amoniacul pentru a produce norii de hidrosulfură de amoniu postulați. Într-adevăr, hidrogenul sulfurat a fost detectat la niveluri mai scăzute în atmosferă de sonda Galileo. Cu toate acestea, absența hidrogenului sulfurat detectabil deasupra norilor sugerează că chimia care formează compuși de sulf colorați (dacă există) trebuie să fie determinată de descărcările locale de fulgere, mai degrabă decât de radiațiile ultraviolete de la Soare. De fapt, cauzele culorilor de pe Jupiter rămân nedeterminate, deși cercetătorii au dezvoltat mai multe ipoteze viabile.

Compușii de sulf au fost, de asemenea, propuși pentru a explica colorația maro închis a norilor de amoniac detectați la niveluri și mai scăzute, unde temperatura măsurată este de 260 K (8 ° F, -13 ° C). Acești nori sunt văzuți prin ceea ce aparent sunt găuri în norii roși, altfel omniprezenți. Ele apar strălucitoare în imaginile lui Jupiter care sunt făcute din radiația sa termică detectată la o lungime de undă de cinci micrometri, în concordanță cu temperaturile lor mai ridicate.

Culoarea Marii Pete Roșii a fost atribuită prezenței moleculelor organice complexe, fosforului roșu sau a unui alt compus de sulf. Experimentele de laborator susțin aceste idei, dar există contraargumente în fiecare caz. Regiunile întunecate apar în apropierea capetelor norilor albi de lângă ecuatorul planetei, unde au fost măsurate temperaturi de până la 300 K (80 ° F, 27 ° C). În ciuda aspectului lor albastru-gri, aceste așa-numite puncte fierbinți au o nuanță roșiatică. Par a fi regiuni fără nori – de unde și capacitatea de a "vedea" în ele la adâncimi mari și de a măsura temperaturi ridicate – care prezintă o culoare albastră (de la împrăștierea luminii solare Rayleigh) acoperită cu o ceață subțire de material roșiatic. Faptul că aceste așa-numite puncte fierbinți apar doar în apropierea ecuatorului, norii eliptici maro închis doar în apropierea latitudinii 18° N și cea mai proeminentă culoare roșie de pe planetă doar în Marea Pată Roșie implică o localizare a chimiei norilor care este nedumerită într-o atmosferă atât de activă dinamic.

La adâncimi și mai mici ale atmosferei, astronomii se așteaptă să găsească nori de apă și picături de apă, ambele constând în soluții diluate de hidroxid de amoniu. Cu toate acestea, când sonda navei spațiale Galileo a intrat în atmosfera lui Jupiter pe 7 decembrie 1995, nu a reușit să găsească acești nori de apă, chiar dacă a supraviețuit la un nivel de presiune de 22 de bari – aproape de 22 de ori presiunea nivelului mării pe Pământ – unde temperatura a fost de peste 400 K (260 ° F, 130 ° C). De fapt, sonda nu a detectat straturile superioare de amoniac și hidrosulfură de amoniu. Din păcate pentru studiile fizicii norilor joviene, sonda a intrat în atmosferă peste un punct fierbinte, unde norii erau absenți, probabil cauzați de un fenomen meteorologic la scară largă legat de curenții descendenti observați în unele furtuni de pe Pământ.

Înainte de desfășurarea sondei Galileo, astronomii s-au bazat pe studii ale spectrului planetei pentru a oferi informații despre compoziția, temperatura și presiunea atmosferei. În versiunea specială a acestei tehnici cunoscută sub numele de spectroscopie de absorbție, lumina sau radiația termică de pe planetă este răspândită în lungimi de undă (culori, în lumină vizibilă, ca într-un curcubeu) de către elementul dispersant dintr-un spectrograf. Spectrul rezultat conține intervale discrete sau linii la care energia a fost absorbită de constituenții atmosferei planetei. Măsurând lungimile de undă exacte la care are loc această absorbție și comparând rezultatele cu spectrele de gaze obținute în laborator, astronomii pot identifica gazele din atmosfera lui Jupiter.

Prezența metanului și amoniacului în atmosfera lui Jupiter a fost dedusă în acest fel în anii 1930, în timp ce hidrogenul a fost detectat pentru prima dată în 1960. (Deși este de 500 de ori mai abundent decât metan, hidrogenul molecular are linii de absorbție mult mai slabe, deoarece interacționează doar foarte slab cu undele electromagnetice.) Studiile ulterioare au dus la o listă tot mai mare de noi constituenți, inclusiv descoperirea compusului arsenic arsine în 1990. Tabelul include o listă a constituenților atmosferici ai lui Jupiter și abundența lor, așa cum este determinată de observațiile de pe Pământ, navele spațiale și sondele atmosferice.

 

Dacă starea de echilibru chimic s-ar menține riguros în atmosfera lui Jupiter, nu ne-am aștepta să găsim molecule precum monoxidul de carbon sau fosfina în abundențele măsurate. Nici nu ne-am aștepta la urmele de acetilenă, etan și alte hidrocarburi care au fost detectate în stratosferă. Evident, există alte surse de energie decât energia cinetică moleculară corespunzătoare temperaturilor locale. Radiația ultravioletă solară este responsabilă pentru descompunerea metanului, iar reacțiile ulterioare ale fragmentelor sale produc acetilenă și etan. În regiunea convectivă a atmosferei, descărcările de fulgere (observate de navele spațiale Voyager și Galileo) contribuie la aceste procese. Și mai adânc, la temperaturi de aproximativ 1.200 K (1.700 ° F, 930 ° C), monoxidul de carbon este produs printr-o reacție între metan și vapori de apă. Amestecarea verticală trebuie să fie suficient de puternică pentru a aduce acest gaz într-o regiune în care poate fi detectat din afara atmosferei. O parte din monoxidul de carbon, dioxidul de carbon și apa din atmosferă provin din particule de gheață care bombardează planeta din spațiu.

Sonda lui Galileo a transportat un spectrometru de masă care a detectat atomii și moleculele constitutive din atmosferă, mai întâi încărcandu-i și apoi răspândindu-i cu un câmp magnetic în funcție de masele lor. Această tehnică avea avantajul că putea măsura gaze nobile precum heliul și neonul care nu interacționează cu lumina vizibilă și infraroșie. În timp ce sonda cobora prin atmosferă cu parașuta, spectrometrul său a studiat și variațiile abundenței cu altitudinea. Acest experiment a detectat în cele din urmă hidrogenul sulfurat care lipsea anterior, care s-a dovedit a fi prezent chiar mai jos în atmosferă decât se anticipase. Evident, acest gaz care formează nori, ca amoniacul și vaporii de apă, a fost epuizat în partea superioară a punctului fierbinte de curentul descendent menționat mai sus. Nu a fost posibilă măsurarea oxigenului, deoarece acest element este legat de apă, iar sonda nu a coborât în punctul fierbinte suficient de adânc pentru a ajunge în