Jowisz

Jowisz widzany z sondy Voyager 2
fot.Zdjęcia Jowisza wykonane w 1979 roku przez sondę Voyager 2
(autor: NASA)

W pięciokrotnie większej odległości od Słońca niż Ziemia krąży Jowisz, pierwsza z czterech gazowych planet olbrzymów (zwanych też planetami jowiszowymi) naszego Układu Słonecznego. Masa Jowisza równa 320 masom Ziemi jest w przybliżeniu dwa razy większa od łącznej masy wszystkich pozostałych planet Układu Słonecznego. Jowisz nie ma twardej powierzchni. Zbudowany jest prawie wyłącznie z wodoru (86%) i helu (13%), ze śladami metanu, wody i amoniaku. Jego skład chemiczny odpowiada zatem dość dokładnie składowi pradawnego obłoku gazowo-pyłowego, z którego powstał Układ Słoneczny. W środku Jowisza znajduje się prawdopodobnie skaliste jądro o masie równej około 15 masom ziemskim. Otacza je gruba powłoka metalicznego, mającego zdolność przewodzenia elektryczności, płynnego wodoru (jest to zjonizowany wodór pod ciśnieniem co najmniej czterech milionów barów), stanowiącego główną część masy Jowisza.[1]

Im jednak bliżej jego powierzchni, tym ciśnienie jest mniejsze, w związku z czym najbardziej zewnętrzne części tej planety składają się z ciekłego, a w końcu gazowego wodoru i helu. Te powierzchniowe warstwy gazów są niezwykle burzliwe. W poszczególnych strefach i pasach atmosfery, które można bez trudu wyróżnić z Ziemi na podstawie odmiennych odcieni brązu, prędkość wiatru dochodzi do 550 km/h. Energia wprawiająca w ruch te masy gazów tylko w niewielkiej części pochodzi z promieniowania słonecznego, głównej jej części dostarcza bowiem wewnętrzne ciepło planety. Najsłynniejszym przejawem tych burzliwych zjawisk jest istnienie na Jowiszu Wielkiej Czerwonej Plamy, olbrzymiego owalnego wiru (będącego odpowiednikiem ziemskiego cyklonu) długości około 25 000 km i szerokości 12 000 km.

Zaskakujący jest fakt, że Jowisz wypromieniowuje w przestrzeń kosmiczną więcej energii, niż jej otrzymuje od Słońca. Można byłoby dojść do wniosku, że da się to wytłumaczyć tylko zachodzącymi w jego wnętrzu, podobnie jak w jądrze Słońca, procesami termojądrowymi. Jowisz ma jednak na to zbyt małą masę, a co za tym idzie także za niskie ciśnienie i temperaturę, wynosi ona bowiem "tylko" około 20 000 stopni. Ta nadwyżka energii pochodzi więc raczej powolnego, ale stałego kurczenia się tworzącej planetę kuli gazu. Wyzwolona przy tym energia grawitacyjna wypromieniowywana jest następnie w postaci ciepła.

Przy użyciu teleskopu można dostrzec, że Jowisza obiegają liczne księżyce. Z ponad 60 jego naturalnych satelitów 16 jest znanych od dość dawna, pozostałe odkryto dopiero po roku 2000. Cztery największe - Ganimedesa, Callisto, Europę i Io - odkrył już w roku 1610 włoski fizyk i astronom Galileusz (Galileo Galilei), w związku z czym nazwane są księżycami galileuszowymi. Ostatnio niektóre z nich wzbudziły szczególne zainteresowanie astronomów i stały się obiektami rozważań na temat możliwości istnienia na nich pewnych form życia.

Oprócz tego Księżyce Jowisza dzielimy jeszcze na: Temisto, Grupa Himalia, Karpo, S/2003 J 12, Grupa Ananke, Grupa Karme, Grupa Pazyfae oraz S/2003 J2.[3]

Jowisz ma odpowiednio wielką do swej ogromnej masy siłę przyciągania, działa więc niczym odkurzacz na włóczące się w Układzie Słonecznym komety, planetoidy i meteoroidy. Orbita, po której Jowisz obiega Słońce, ma mimośród 0,048, a więc niewiele różni się od kołowej. Dzięki niemu inne planety nie zbliżają się nigdy do Jowisza na tyle, by jego olbrzymia siła przyciągania zdołała odkształcić ich orbity lub wręcz wyrzucić je z Układu Słonecznego. Można rzec, że orbity planet są przez Jowisza tak ustabilizowane, iż nie należy się obawiać, nawet na dłuższą metę, zakłóceń w ich regularnym ruchu dookoła Słońca. [1]

Okres obiegu Jowisza wokół Słońca jest niewiele krótszy od 12 lat ziemskich, natomiast okres obrotu Jowisza wokół osi jest znacznie krótszy od ziemskiej doby i wynosi niespełna 10 godzin. Okres obrotu jest różny dla różnych stref szerokościowych, gdyż widzimy tylko zewnętrzne chmury gęstej atmosfery Jowisza; chmury te nie zachowują się w czasie obrotu jest bryła sztywna.

Wskutek szybkiej rotacji Jowisza uległ silnemu spłaszczeniu. Średnica równikowa planety wraz z gęstymi warstwami atmosfery wynosi prawie 143 tys. km, jest więc ponad 11 razy większa od średnicy Ziemi. Masa Jowisza jest 318 razy większa od ziemskiej, ale przy tym przeszło 1000 razy mniejsza od masy Słońca. Masa Jowisza jest 30 razy za mała na to, aby mógł on stać się gwiazdą.

Sonda kosmiczna Pioneer 10, wystrzelona z USA 1972 r., osiągnęła największe zbliżenie do Jowisza po 21 miesiącach lotu ze średnią prędkością 60 000 km/h. Jednym z głównych wyników pracy tej sondy były wykrycie rozległej magnetosfery Jowisza o kształcie zupełnie różnym od magnetosfery ziemskiej. Szczególną uwagę zwraca silna koncentracja promieniowania uwięzionego w pasach radiacyjnych w najbliższym sąsiedztwie płaszczyzny równika magnetycznego planety.

Natężenie pola magnetycznego na powierzchni Jowisza (na równiku) ocenia się na 4,28 Oe. Oś magnetyczna planety tworzy z osią obrotu kąt 9°,6. Pomiary Pioneera 11 potwierdzają również kierunek pola magnetycznego na Jowiszu-odwrotny niż na Ziemi. Biegun N igły magnetycznej wskazywałyby na Jowiszu południe. Temperatura zewnętrznych warstw atmosfery Jowisza waha się w zakresie o 128 do 136 K, tj. od -137 do -145°C.Na podstawie rozważań teoretycznych co do budowy wewnętrznej globu ocenia się temperaturę centralną jądra planety na około 50 000K. Planeta wypromieniowuje w podczerwieni około 2,7 razy więcej energii, niż otrzymuje od Słońca. Jowisz wysyła również promieniowanie radiowe w szerokim przedziale widmowym od fal krótkich (13 m) przez UKF, decymetrowe, do termicznego promieniowania o długości fali 3 cm.

Głównym składnikiem atmosfery Jowisza są wodór dwuatomowy i hel, w stosunku mas 9:1. Oprócz nich występują w atmosferze i chmurach metan CH4 i amoniak NH3, które już dawno odkryto przy obserwacjach prowadzonych z Ziemi. Ostatnio stwierdzono etan C2H6 i acetylen C2H2 oraz związki izotopowe CH3D i 13CH4. Stosunek deuteru do wodoru jest w atmosferze Jowisza przeszło trzykrotnie mniejszy niż w atmosferze ziemskiej. Zawartość węgla C13 stanowi około 1% zawartości węgla C12.

Wraz ze zbliżeniem się do środka planety bardzo szybko wzrasta ciśnienie i temperatura. Za pomocą centymetrowych fal radiowych można penetrować głębokość, na której ciśnienie sięga 1000 atm, a temperatura 600K (ok. +330°C). Dalszy wzrost ciśnienia w głębszych warstwach doprowadza gazy do stanu krytycznego, gdzie nie można rozróżnić formy ciekłej od gazowej. Nie jest rzeczą wyjaśnioną, czy Jowisz ma skorupę, czy stopniowo wzrasta tylko lepkość głębokich warstw do stanu, w którym nawet wodór ma cechy ciała stałego.

Na półkuli południowej blisko terminatora można dostrzec tzw. czerwoną plamę obserwowaną jako prawie niezmienny owalny twór w ciągu ostatnich trzystu lat. Plama ta jest prawdopodobnie stacjonarnym wirem atmosferycznym o średnicy około 30 000 km; jej szczyt wystaje około 8 km ponad górną warstwę powłoki chmur. W obszarach przybiegunowych widać oznaki konwekcji związanej z własnym promieniowaniem termicznym planety. Te same objawy dostrzegamy w południowym obszarze biegunowym planety. W chmurach obszaru równikowego występują pierzaste smugi, włókna i pasy z subtelna strukturą.

Wstępny rekonesans układu Jowisza przeprowadzony przez sondy serii Pioneer (10 i 11) został uzupełniony na przełomie 1978-1979 przez wystrzelone w 1977 r. sondy Voyager (1 i 2). Uzyskano dziesiątki tysięcy fotografii przedstawiających niebywale wyraźne ruchy turbulentne w pasach chmur w atmosferze Jowisza. Zostały w niej zaobserwowane również liczne i potężne wyładowania elektryczne. Obie sondy stwierdziły istnienie słabo świecącego pierścienia wokół planety. Prześwit między górnymi warstwami atmosfery Jowisza a wewnętrznym brzegiem pierścienia (bardzo cienkiego, a szerokiego tylko a 6,5 tys. km) wynosi około 51,5 tys. km. Magnetosfera planety, wyraźnie asymetryczna, rozciąga się średnio na około 15 mln km. Wartości te zależą zresztą od poziomu aktywności Słońca. Wewnętrzna część magnetosfery rotuje wraz z planetą. Natężenie promieniowania w pasach radiacyjnych jest około 10 tys razy większe, niż w ziemskich pasach Van Allena. Natężenie pola magnetycznego Jowisza na górnej granicy warstwy obłoków waha się od 3 do 14 Oe. Ponad chmurami dało się zaobserwować jasne i szybko zamienne zorze polarne (zdają się one być związane z przepływem silnego prądu elektrycznego-strumienia jonów-z toroidalnego obłoku plazmy rozciągającej się wzdłuż orbity księżyca Io). Jowisz okazał się silnym źródłem promieniowania korpuskularnego.

Zdjęcia dostarczone przez sondy Voyager pozwoliły na odkrycie nowych księżyców Jowisza. Uzyskano poprzez dokładną interpretację obrazów i proces identyfikacji obiektów bardzo wiele danych, szczególnie o czterech największych księżycach Jowisza. Okazało się, że Io przejawia gwałtowną działalność wulkaniczną. Wynikiem tej działalności jest pierścień plazmy rozciągający się wzdłuż orbity tego księżyca. Uważa się, że odkształcenia przepływowe globu księżycowego, wywołane przez Jowisza, rozgrzały jego wnętrze powyżej temperatury topnienia. Zarówno Io, jak i sąsiadujący z nim, znacznie mniejszy księżyc Amalthea mają czerwonawy kolor powierzchni. Wszystkie cztery księżyce galileuszowe są pokryte kraterami uderzeniowymi, będącymi pamiątkami tzw. wielkiego bombardowania Układu Słonecznego sprzed około 4 mld lat, jednak powierzchnia Europy jest stosunkowo gładka.

Wyznaczono wartości średniej gęstości głównych księżyców Jowisza. Wnioskuje się również o ich budowie wewnętrznej na podstawie morfologii powierzchni (zakłada się no. istnienie grubego na 750 km płaszcza wodnego otaczającego krzemianowe jądro Callisto i pokrytego skorupą skalno-lodową. Podobną budowę wewnętrzną przypisuje się Ganimedesowi-o bardziej zresztą urozmaiconej powierzchni. Niezbyt różna byłaby struktura wewnętrzna Europy, natomiast Io różni się od nich większą gęstością i brakiem wody). Wraz z odległością od Jowisza wzrasta zawartość wody w księżycach tej planety. Skrajne, drobne księżyce Jowisza mogą być schwytanymi planetoidami.[2]

W grudniu 1995 roku sonda Galileo przybyła do układu Jowisza. Przez 7 lat sonda fotografowała Jowisza oraz jego księżyce. Na zdjęciach dostrzeżono na Io czynne wulkany, a na Europie ślady wskazujące na istnienie ukrytego pod lodem oceanu.[3]

Powrót do góry

[3] Pierścienie Jowisza
Nazwa pierścieniaOdległość od środka planety
(km)
Szerokość
(km)
1979 J1R (halo)100 000 - 122 00022 800
1979 J2R (pierścień główny)122 800 - 129 200 66 400
1979 J3R (pierścień ażurowy) 129 200 - 214 20085 000

[3] Podstawowe dane
Charakterystyka orbity (J2000)
Średnia odległość od Słońce 778 412 020 km
(5,203036 AU)
Długość orbity 4,774 Tm
(31,9122 AU)
Mimośród 0,048 392 66
Peryhelium 470 742 600 km
(4,951 558 43 AU)
Aphelium 816 081 455 km
(15,455 167 59 AU)
Okres orbitalny 4333,2867 dni
(11,8565 lat)
Okres synodyczny 398,86 dni
Prędkość orbitalna min. 21,446 km/s
śred. 13,056 km/s
max. 13,056 km/s
Inklinacja 1,305°
(6,09° do płaszczyzny równika Słońca)
Satelity naturalne63
Charakterystyka fizyczna
Średnica równikowa 142 984 km
(11,209 Ziemi)
Średnica biegunowa 133 709 km
(10,517 Ziemi)
Spłaszczenie 0,06487
Powierzchnia 62,1796 × 109 km2
(120,5 Ziemi)
Objętość142,55 × 1013 km3
(1321,3 Ziemi)
Masa 1,8987 × 1027kg
(317,8 Ziemi)
Gęstość 1,33 g/cm3
Przyspieszenie grawitacyjne na równiku 20,87 m/s2
(2,137 g)
Prędkość ucieczki 59,54 km/s
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 110 K(min)
152 K(śred.)
bardzo duża (max)
Skład atmosfery
Ciśnienie atmosferyczne 20-200 kPa
Wodór ~ 86 %
Hel ~ 13 %
Metan ~ 0,1 %
Para wodna ~ 0,1 %
Amoniak ~ 0,02 %
Etan ~ 0,0002 %
Fosforowodór ~ 0,0001 %
Siarkowodór < 0,0001 %

Powrót do góry


Źródła:

© Instytut Astronomii UZ