Wikipèdia

Jupitèr (planeta)

planeta

Wikipèdia:Bons articles Legissètz un «bon article».

Jupitèr es la cinquena planeta dau Sistèma Solar, en foncion de sa distància au Soleu, e la pus granda. Sa massa es solament un milen d'aquela dau Soleu mai dos còps e mieg la massa combinada deis autrei planetas dau Sistèma Solar. Es una planeta giganta gasosa ambé Saturne, Uranus e Neptun. Aquelei quatre planetas son de còps dichas «planetas jovianas».

Jupitèr Jupitèr : simbòl astronomic
Jupitèr vist per Cassini, 9 de decembre de 2000.
Jupitèr vist per Cassini,
9 de decembre de 2000.
Caracteristicas orbitalas (Epòca J2000.0)
Afèli 816 620 000 km
(5,46 UA)
Perièli 740 520 000 km
(4,95 UA)
Semiaxe major 778 412 027 km
(5,20336301 UA)
Excentricitat 0,04839266
Circonferéncia orbitala 4 774 000 000 km
(32,675 UA)
Periòde de revolucion 4 335,3545 j
(11.862 a)
Periòde sinodic 398,8613 j
Velocitat orbitala mejana 13,0572 km/s
Velocitat orbitala maximala 13,72 km/s
Velocitat orbitala minimala 12,44 km/s
Inclinason 1,30530°
Nos ascendent 100,55615°
Argument del perièli 14,75385°
Satellits Io
Euròpa
Ganimèdes
Callisto
e 75 autres coneguts a aqueste jorn
Caracteristicas fisicas
Rai eqüatorial 71 492 km
(11,209 Tèrras)
Rai polar 67 567,5 km
(10,517 Tèrras)
Perimètra eqüatorial 449 197 km
(11,21 Tèrras)
Superfícia 6,14 × 1010 km²
(120,5 Tèrras)
Volum 1,43128 × 1015 km³
(1 321,3 Tèrras)
Massa 1,8986 × 1027 kg
(317,8 Tèrras)
Massa volumica mejana 1 326 kg/m³
Gravitat a la superfícia 24,7964249 m/s²
(2,358 g)
Velocitat de liberacion 59,5 km/s
Periòde de rotacion
(jorn sideral) 		0,41351 j
(9 h 55 min 27,3 s)
Velocitat de rotacion
(a l’eqüator) 		47 051 km/h
Inclinason de l’axe 3,12
Albedo mejan 0,52
Temperatura de superfícia Min. : 110 K (−163 °C)
Mej. : 152 K (−121 °C)
Caracteristicas de l'atmosfèra
Pression atmosferica 20 a 200 × 103 kPa
Diidrogèn : H2 89,8 % ± 2,0 %
Èli : He 10,2 % ± 2,0 %
Metan : CH4 0,3 % ± 0,1 %
Amoniac : NH3 traças
Etan : C2H6 traças
Deuterid d'idrogèn : HD traças
Vapor d'aiga : H2O traças

La planeta es coneguda dempuei l'Antiquitat. A uelh nus, pòu quasi ajónher la magnitud de –2,94 essent adonc per òrdre de luminositat aparenta lo tresen objècte dins lo cèu nocturne après la Luna e Vènus. Lei Romans li donèron lo nom de Jupitèr, lo rèi de sei dieus.

Coma planeta gasosa, Jupitèr es facha d'idrogèn e d'èli ambé probablament un nuclèu rocassós. Sa forma es aquela d'una esfèra ambé de pòls aplatits en causa d'una velocitat de rotacion fòrça importanta. Ansin, son atmosfèra es dividida en bendas diferentas causant de tempèstas grandas. Lo ponch pus celèbre de Jupitèr es d'alhors la tempèsta dicha «la Granda Taca Roja» existent benlèu dempuei lo sègle XVII. A l'entorn d'aquela planeta, i a un sistèma d'anèus tèunes, una magnetosfèra poderosa e 79 satellits. Lei quatre pus grands son lei satellits galileians (Io, Euròpa, Ganimèdes e Callisto) descubèrts en 1610 per Galilei.

L'exploracion de Jupitèr comencèt en 1973 ambé de sondas espacialas. Divèrsei missions (Pioneer, Voyager e Galileo) foguèron mandadas especialament per estudiar Jupitèr e d'autrei mission en camin per una autra planeta son passadas près de la planeta collectant d'informacions nombrosas sus lo sistèma jovian.

Estructura e composicion intèrnas

modificar

Jupitèr fa partida dei planetas gigantas gasosas. Amb un rai eqüatoriau de 71 492 km, es la planeta pus granda dau Sistèma Solar. Sa densitat, egala a 1,326, es la segonda d'aquela dei planetas gasosas, mai es sensiblament inferiora a la dei planetas telluricas.

Composicion

modificar

L'atmosfèra de Jupitèr se compausa principalament d'idrogèn e d'èli. Lei percentatges varian seguent lei caracteristicas mesuradas :

  • Quasi 93% d'idrogèn e 7% d'èli en nombre d'atòmes.
  • Quasi 86% de diidrogèn, 13% d'èli e 1% d'autrei compausats en nombre de moleculas.
  • Quasi 75% d'idrogèn, 24% d'èli e 1% d'autrei compausats en massa.

Leis autrei compausats son de traças d'idrocarburs leugiers (metan, etan...), d'aiga e d'amoniac. Dins l'atmosfèra auta, l'amoniac pòu formar de cristaus[1] [2]. Se pòu tanben detectar de carbòni, de sulfur d'idrogèn, de neon, d'idrogèn fosforat e de sofre. Enfin, de mesuras de radiacions infrarojas e ultravioletas an mostrat l'existéncia d'idrocarburs insaturats coma l'etèn o lo benzèn[3].

La tenor en elements quimics de l'atmosfèra es fòrça pròcha de la composicion supausada de la nebulosa solara. Pasmens, la concentracion de neon dins l'atmosfèra auta es solament un desen dau taus mesurat per lo Soleu[4]. Pasmens, lo taus deis autrei gas inèrts es tres còps mai aut. Una diferéncia existís tanben per l'èli qu'es pus rar sus Jupitèr amb una concentracion se montant a 80% d'aquela dau Soleu. Aquela diferéncia podriá èsser causada per la migracion deis elements pesants vèrs lo centre de la planeta[5].

La composicion de l'interior de la planeta presenta d'elements pus pesants. D'efècte, en percentatges massics, se tròba 71% d'idrogèn, 24 d'èli e 5% d'autrei compausats. Ansin, segon l'espectroscòpia, Jupitèr e Saturne an una composicion semblabla. En revenge, Uranus e Neptun mòstran mens d'idrogèn e d'èli.

Massa

modificar
 
Comparason de talha entre Jupitèr e la Tèrra.

La massa de Jupitèr es 2,5 còps mai importanta que l'ensems deis autrei planetas dau Sistèma Solar. Ansin, son baricentre ambé lo Soleu es situat a l'exterior de l'estèla, vèrs 1,068 rai solar a partir dau centre dau Soleu. Pasmens, ben que lo rai de Jupitèr sigue onze còps mai grand qu'aqueu de la Tèrra, la planeta es largament mens densa. D'efècte, lo volum de Jupitèr representa 1 321 còps la Tèrra per just 318 còps sa massa[6] [7]. De maniera similara, ambé lo Soleu, lo rai de Jupitèr se monta a 10% dau rai mai solament 0,1% de la massa. La massa de Jupitèr, notada MJ o MJUP, s'utiliza donc sovent per quantificar lei massas dei planetas extrasolaras o dei nanetas brunas. Per exemple, la planeta extrasolara HD 209458b fai 0,69 MJ e la naneta bruna ULAS J133553.45+113005.2 entre 15 e 31 MJ.

De modèls teorics indican que se Jupitèr aviá una massa pus importanta, la talha de la planeta podriá èsser pus febla. Verai, de cambiaments reduchs de massa causarián de variacions de volum malaisament visiblas mai, en delà de quasi quatre còps la massa actuala, l'aumentacion de la gravitat esquichariá mai lo centre de la planeta demenissent donc son rai. Jupitèr es ansin supausada d'aver un rai pròche dau maximum possible per un objècte de sa classa. Puei, lo procès vesent l'aumentacion de la massa acompanhada per una reduccion dau diamètre se segriá fins a 13 MJ onte se debana la fusion dau deutèri e vèrs 65 MJ ambé lo començament de la fusion dau liti. Es perqué certaneis astronòms parlan de Jupitèr coma una «estèla mancada» ben que lei mecanismes de formacion deis estèlas e de planetas de tipe Jupitèr sigan pas totalament coneguts e pas necessariament identics.

De badas que Jupitèr deuriá aver 75 còps sa massa per èsser una estèla, la naneta roja coneguda pus pichona es solament 30% pus granda. Maugrat tot, la planeta emet totjorn dos còps l'equivalent de l'energia receupuda de la part dau Soleu[8]. Aquela produccion de calor a per origina lei contraccions adiabaticas provocadas per lo mecanisme de Kelvin-Helmholtz. La consequéncia es que la planeta se contracta de 2 cm per an[9]. Ansin, Jupitèr èra inicialament dos còps pus granda e cauda[10].

Estructura intèrna

modificar
 
Jaç diferents de l'estructura intèrna de Jupitèr.

Jupitèr es supausada d'aver un nuclèu dens enviroutat per dos jaç liquids. Lo pus prefond seriá compausat d'idrogèn metallic ambé d'èli e lo jaç exterior principalament d'idrogèn molecular[9]. Pasmens, i a totjorn d'incertituds considerablas. Lo nuclèu es sovent descrich coma rocassós, mai sa composicion e mai lei proprietats de sei materiaus somés a la temperatura e a la pression d'aquela prefondor son desconegudas. En 1997, l'existéncia d'un nuclèu foguèt suggerida per de mesuras de gravitat[9] amb una massa variant entre 12 e 45 còps la massa de la Tèrra, siegue entre 3 e 15% de la massa de Jupitèr[8] [11]. Lei modèls indican la preséncia probabla d'un nuclèu rocassós, pron massís per atraire e acumular d'idrogèn e d'èli de la Nebulosa solara, durant lo començament de l'istòria de la planeta. Pasmens, aqueu nuclèu podriá s'èsser estrechit a causa de corrents cauds d'idrogèn metallic liquid que se mesclarián ambé sei compausats fonduts e lei entraïnarián dins lei jaç superiors de l'interior de la planeta. Un nuclèu podriá donc èsser absent mai lei mesuras de gravitat son pas encara pron precisas[9] [12].

L'incertitud dei mesuras es causada per lei marges d'error sus dos paramètres : lo coeficient rotacionau J6 utilizat per calcular lo moment gravitacionau de la planeta e sa temperatura sus una pression d'un bar. La mission JUNO, prevista per aost de 2011, deuriá ajudar a redurre aqueleis incertituds e melhorar la conoissença dau centre de Jupitèr.

En delà dau centre, un jaç d'idrogèn metallic liquid se desvolopa fins a 78% dau rai planetari. D'èli e de neon precipitan a travèrs contribuissent adonc a sei disparicions progressivas dei partidas superioras[5] [13].

Au dessús, se situa una atmosfèra transparenta d'idrogèn liquid e gasós fins a 1 000 km dau jaç de nívols[5]. Entre lei dos, s'estira una zòna compausada d'idrogèn gasós[5]. La transicion entre lei fasas diferentas de l'idrogèn es pas estrictament delimitada mai progressiva per que lo ponch critic (33,2 K e 12,8 atm) es largament depassat[14].

Dins la planeta, la temperatura e la pression aumentan sensa interrupcion. D'efècte, vèrs la transicion de fasa onte l'idrogèn liquid devèn metallic, s'estima la temperatura a quasi 10 000 K e la pression a 200 GPa. Pasmens, lei valors supausadas au limit dau nuclèu son encara pus importantas ambé 36 000 K per 3 000-4 500 GPa[5].

Atmosfèra

modificar

Amb una altitud de 5 000 km, Jupitèr a la pus granda atmosfèra dau Sistèma Solar[15] [16]. I fau notar que Jupitèr avent pas de superfícia, una convencion fixa la basa de l'atmosfèra de l'endrech onte la pression aganta 10 bar, valent a dire 10 còps la pression terrèstra au nivèu de la mar[15].

Jaç de nívols

modificar
This looping animation shows the movement of Jupiter's counter-rotating cloud bands. In this image, the planet's exterior is mapped onto a cylindrical projection. Animation at larger widths: 720 pixels, 1799 pixels.

Jupitèr es perpetualament recubèrta de nívols compausats de cristaus d'amoniac e benlèu d'idrosulfid d'amoni. Lei nívols son localizats dins la troposfèra e organizats en bendas de latituds diferentas nomadas regions tropicalas. Aquelei bendas son devesidas entre zonas sornas e claras. Leis interaccions entre lei circulacions de nívols causan fòrça turbuléncias, remolins e tempèstas. Ansin, de velocitats de 100 m/s (360 km/h) per lo vent d'aquelei regions son comunas[17]. De mai, se lei bendas rèstan relativament establas per que leis astronòms li donan un nom, pòdon variar de color e d'intensitat cada an[7].

L'espessor dau jaç de nívols fai 50 km e se compausa d'au mens dos nivèus. Lo jaç exterior es lo pus fin enterin que lo pus prefond es mai espés. Podriá èsser de nívols d'aiga sota lei formacions d'amoniac coma o indica la deteccion d'ulhauç dins l'atmosfèra de Jupitèr[Nòta 1][5]. Lei cargas electricas d'aqueleis ulhauç pòdon èsser 1000 còps pus intensas que lo tròn terrèstre. Ansin, lei nívols d'aiga pòdon crear de chavanas dirigidas per la calor de l'interior de la planeta[18].

La coloracion arange e marron de nívols es causada per la preséncia, en altitud auta dins lo jaç bas de nívols, de compausats cambiant de color amb una exposicion ai radiacions ultravioletas dau Soleu. Sei naturas son desconegudas mai se supausa de moleculas ambé de grops d'atòms cromòfors (idrocarburs e de produchs ambé de fosfòr o de sofre). Aquelei zonas se forman quand de corrents ascendents de conveccion entraïnan l'aparicion de cristaus d'amoniac que tapan lei nívols bas[5] [19].

La Granda Taca Roja e leis autrei tempèstas

modificar
 
La Granda Taga Roja vista per la sonda Voyager 2.

La Granda Taca Roja es l'element pus conegut de Jupitèr. Es una tempèsta anticiclonica persistenta situada vèrs la latitud de 22° S e mai granda que la Tèrra. Es coneguda dempuei 1831[20] e benlèu 1665[21]. De modèls matematics suggerisson que la tempèsta sigue estable e donc un objècte permanent de l'atmosfèra[22]. De forma ovala, vira en sens contrari deis agulhas d'una mòstra amb una durada de sièis jorns[23]. Son altitud maximala passa de 8 km lei nívols superiors[24]. Sa talha fai 24-40 000 x 12-14 000 km. Es donc pron granda per contenir doas o tres planetas ambé lo diamètre de la Tèrra.

De tempèstas coma la Granda Taca Roja son comunas dins leis atmosfèras turbulentas de planetas gigantas gasosas. Ansin, Jupitèr a tanben de tempèstas pus pichonas dichas tacas blancas e brunas. Lei tacas blancas, situadas dins l'atmosfèra auta, semblan de constituir de nívols relativament calmes. En revenge, lei tacas brunas son pus agitadas e fan partida dau jaç bas de nívols. Toteis aquelei tempèstas pòdon durar quauqueis oras fins a unei sègles.

Avans que la sonda Voyager pròve la natura veritabla de la Granda Taca, i aviá ja de pròvas que lo fenomèn èra pas liat a la superficia de la planeta car sa velocitat de rotacion es diferenta a respècte dau rèsta de l'atmosfèra, quora mai lenta quora mai rapida. Ansin, dempuei que son movement es enregistrat, se desplaça unei còps a l'entorn de la planeta sus tot tipe de superficia en dessota d'ela.

En 2000, un fenomèn atmosferic, similar a la Granda Taca Roja mai mens grand, s'es format dins l'emisfèri sud per la fusion de divèrsei tempèstas presentas dempuei 1938. Dicha Ovau BA, aquela tempèsta a aumentat d'intensitat e es tanben venguda roja.

Sistèma d'anèus

modificar

Jupitèr a un sistèma d'anèus fòrça tèune compausat de tres partidas principalas : un tòr interior de particulas dich lo ròda, un anèu centrau relativament brilhant e un anèu exterior quasi transparent[25]. Aqueleis anèus son fachs de poussas mentre qu'aquelei de Saturne se constituisson principalament de glaç[5]. La poussa de l'anèu principau es probablament ejectada dei satellits Adrastea e Metis. Normalament, lei materiaus ejectats retombarián sus la superficia dei satellits mai la gravitat fòrta de Jupitèr leis atira vèrs la planeta. Ansin, l'orbita dei poussas vira vèrs Jupitèr e de tuerts de meteorits devon crear de materiaus novèus per l'anèu[26]. Un mecanisme similar, ambé lei satellits Amaltèa e Thebe, es probablament la causa de la formacion de l'anèu exterior[26]. Una estructura rocassosa dins l'orbita d'Amaltèa, pareissent la consequéncia d'una collision entre lo satellit e un meteorit, podriá sostenir aquela teoria[27].

Magnetosfèra

modificar
 
Auròra boreala sus Jupitèr : tres ponchs brilhants son creats per lei tubes de flux magnetics unissent a Jupitèr lei satellits Io (a senèstra), Ganimèdes (avau) e Euròpa (tanben avau). De mai, la region fòrça lusenta e quasi circulara, dicha l'ovala principala, e l'auròra d'un pòl, pus febla, son visiblas.

Lo camp magnetic es 14 còps mai important qu'aqueu de la Tèrra. Varia de 0,42 mT vèrs l'eqüator a 1,0−1,4 mT ai pòls de la planeta. Aquelei valors son lei pus grandas dau Sistèma Solar a l'excepcion dau Soleu. L'origina dau camp seriá la preséncia de corrents de Foucault causats per lo movement de materiaus conductors dins lo nuclèu d'idrogèn metallic. Aqueu camp captura de particulas ionizadas venent dau vent solar e forma un camp magnetic fòrça energetic a l'exterior de la planeta dich magnetosfèra. D'electrons d'aqueu plasma ionizan lo nívol en forma de tòr de dioxid de sofre generat per l'activitat dei volcans d'Io. De particulas d'idrogèn de l'atmosfèra de Jupitèr son tanben capturadas dins la magnetosfèra. Aqueleis electrons de la magnetosfèra crèan una signatura ràdio fòrça poderosa ambé de ponchas entre 0,6 e 30 MHz[28].

Vèrs 75 rais planetaris, l'interaccion entre la magnetosfèra de la planeta e lo vent solar crèa un arc de tuert. Enviroutant la magnetosfèra, se tròba la magnetopausa, situada dins lo bòrd intèrne de la magnetofunda, ontée lo camp magnetic ven feble e desorganizat. Lo vent solar interagís amb aquelei regions e estira la magnetosfèra quasi fins a l'orbita de Saturne. Lei quatre satellits galileians son situats dins la magnetosfèra e son donc parats contra lei particulas solaras.

Orbita e rotacion

modificar

Jupitèr es la soleta planeta dau Sistèma Solar que son centre de massa es a l'exterior dau Soleu, e mai s'es solament de 7% dau rèi solar[29]. La distància mejana entre la planeta e lo Soleu es 778 milions de quilomètres (quasi 5,2 còps la distància dau Soleu a la Tèrra siá 5,2 UA) e 11,86 annadas son necessàrias per complir una orbita. Aqueu resultat es dos cinquens dau periòde de revolucion de Saturne, formant donc una ressonància 5:2 entre leis orbitas de doas planetas gròssas[30]. L'enclinason de l'orbita es de 1,31° a respècte de la Tèrra. En causa d'una excentricitat de 0,048, la distància ambé lo Soleu varia de 75 milions de quilomètres entre l'afèli e lo perièli, o entre lo ponch pus pròche e aqueu pus luench dau Soleu.

L'enclinason de l’axe de rotacion de la planeta es solament de 3,13°. Per consequéncia, lei sasons son gaire visiblas sus Jupitèr, coma es lo cas per la Tèrra o Mart. Aquela rotacion es la pus rapida dau Sistèma Solar, realizant un torn complèt en mens de dètz oras. Lo movement crèa donc un gonflament eqüatoriau visible amb un telescòpi amator. D'efècte, lo diamètre de Jupitèr a son eqüator es 9 275 km pus grand que lo diamètre mesurat entre lei dos pòls[31]. Sa forma es una esfèra esquichada.

Coma Jupitèr es pas un còrs solid, son atmosfèra superiora a una rotacion diferenciala. Ansin, la rotacion de l'atmosfèra polara es quasi pus lònga de cinc minutas qu'aquela de l'atmosfèra equatoriala. Tres sistèmas son definits coma referéncias :

  • lo sistèma I, entre lei latituds 10° N e 10° S, a una rotacion egalant aquela de la planeta.
  • lo sistèma II, en delà dei latituds dau sistèma I, es pus lent de cinc minutas.
  • lo sistèma III es la rotacion de la magnetosfèra que se considèra coma egala a aquela de Jupitèr.

Recèrca e exploracion

modificar

Leis bèlei premiereis observacions de Jupitèr foguèron fachas per leis astronòms de Babilònia dau millenari II aC. Segon l'istorian chinés, Xi Zezong, l'astronòm Gan De auriá descubèrt un satellit galileian en 362 aC, dos millenaris avans Galileo Galilei[32] [33].

Au sègle VIII, l'astronòm persan Yaqub ibn Tariq estimèt lo diamètre de la planeta a 20 000 farsakhs (quasi 96 000 km). Aquela valor es pròcha de l'estimacion modèrna. Pasmens, son trabalh e son encaminament son perduts mai lo resultat foguèt conservat en Índia dins la taula Biruni.

Recèrca ambé lei telescòpis terrèstres

modificar

Fins ai sondas espacialas, la recèrca e l'exploracion de Jupitèr utiliza de telescòpis terrèstres que capitèron unei descubèrtas importantas.

La premiera, e la pus coneguda, es l'observacion en 1610 per Galileo Galilei dei quatre pus grands satellits de Jupitèr — Io, Euròpa, Ganimèdes e Callisto — e dau premier sistèma de planetas que son centre èra pas la Tèrra. A l'excepcion de la Luna, èra tanben la premiera observacion d'un satellit. Aquela descubèrta foguèt un ponch important en favor dei teorias de Nicolau Copernic.

Après lei trabalhs de Galilei, Cassini utilizèt un telescòpi novèu pendent leis annadas 1660 e observèt l'atmosfèra notant lei tacas, lei bendas e la forma aplatida dau glòbe. Estimèt lo periòde de rotacion de la planeta[2]. De mai, en 1690, veguèt la rotacion diferenciala de l'atmosfèra[8].

Puei, la Granda Taca Roja e lo movement dei satellits venguèron leis eveniments pus importants. Ansin, la Grand Taca, benlèu observada per Robert Hooke en 1664 o Cassini en 1665, es dessenhada ambé de detalhs per lo premier còp per un farmacian e astronòm, Heinrich Schwabe, en 1831. De mai, una activitat irregulara es raportada car la taca auriá disparegut entre 1650 e 1708 e entre 1883 e lo començament dau sègle XX. En revenge, seriá estada fòrça visibla en 1878. De mai, en 1938, tres tacas blancas foguèron observadas per lo premier còp. Après de decennis d'existéncia separada, lei tempèstas fusionèron entre 1998 e 2000 per crear una autra granda taca roja dicha Ovala BA[34].

Pertocant lei satellits, Giovanni Borelli e Cassini faguèron de relevats de la posicion dei satellits autorizant la prediccion d'eclipsis entre lei còrs diferents dau sistèma de Jupitèr. Dins aquò, vèrs 1670, un retard de 17 minutas per lei fenomèns prevists foguèt notat durant d'observacions quand Jupitèr èra a l'opausat de la Tèrra a respècte dau Soleu. Ole Rømer ne'n concluguèt que la transmission deis imatges es pas instantanèa e aqueu periòde de retard s'utilizèt per calcular la velocitat de la lutz[35].

En 1892, un cinquen satellit foguèt descubèrt per l'American Barnard dempuei l'observatòri Lick amb un telescòpi refractor de 910 mm. Es la darriera descubèrta facha directament per una observacion visuala[36]. Lo satellit foguèt pauc après nomat Amaltèa. Uech satellits suplementaris foguèron descubèrts per la sonda Voyager 1 en 1979.

Enfin, lo sègle XX veguèt de progrès dins l'exploracion de la planeta a partir de tecnicas novèlas. En 1932, Rupert Wildt identifiquèt de bendas d'absorpcion de metan e d'amoniac dins l'espèctre de Jupitèr[37]. Bernard Burke and Kenneth Franklin trobèron d'emissions ràdios vèrs 22,2 MHz. Se conois dos tipes de senhaus: de senhaus lòngs, dichs senhaus L, durant quauquei segondas e de senhaus corts, dichs senhaus S, que sa durada es d'un centen de segonda[38]. Aqueleis emissions dependent de la rotacion de la planeta, Burke e Franklin poguèron calcular pus precisament son periòde.

Finalament, lei scientifics an detectat tres formas de senhaus ràdios venent de Jupitèr :

  • de senhaus decametrics variant ambé la rotacion de la planeta e influenciats per l'interaccion d'Io ambé lo camp magnetic de Jupitèr.
  • de senhaus centimetrics descubèrts en 1959 per Frank Drake e Hein Hvatum. L'origina d'aqueleis senhaus es l'acceleracion d'electrons causat lo camp magnetic dins per lo tòr interior de particulas[39].
  • de senhaus de radiacion termica producha per la calor de l'atmosfèra.

Exploracion amb de sondas espacialas

modificar
Susvoladas de Jupitèr
Sonda Apròcha
maximala 		Distància
  Pioneer 10 3 de decembre de 1973 130 000 km
  Pioneer 11 4 de decembre de 1974 34 000 km
  Voyager 1 5 de març de 1979 349 000 km
  Voyager 2 9 de julhet de 1979 570 000 km
  Ulysses febrier de 1992 409 000 km
 
  Cassini
  		30 de decembre de 2000 10 000 000 km
  New Horizons 28 de febrier de 2007 2 304 535 km

Dempuei 1973, de sondas automaticas son estadas mandadas dins lo sistèma de Jupitèr. La premiera foguèt Pioneer 10 que revelèt lei premiers imatges de l'atmosfèra de la planeta[40][41]. Lei missions espacialas per d'autrei planetas son realizadas gràcias a una despensa d'energia resumida per la velocitat neta dicha dèlta-v. Dempuei una orbita terrèstra bassa, d'ajónher Jupitèr necessita un dèlta-v de 9,2 km[42]. Pasmens, se pòu utilizar l'ajuda de la gravitat de la planeta per redurre l'energia necessària per arribar a l'entorn de Jupitèr en despiech d'una aumentacion de la durada dau trajècte[42].

Susvoladas

modificar
 
La sonda Voyager 2.

Dempuei 1973, de sondas espacialas an realizat de susvoladas per observar Jupitèr. Lei premierei missions foguèron Pioneer 10 e Pioneer 11 que transmetèron d'imatges de l'atmosfèra de la planeta e d'unei satellits. Descurbiguèron tanben que lei camps de radiacions èran pus importants que previst. Pasmens, lei doas sondas capitèron de subreviure e sei trajectòrias s'utilizèron per recalcular la massa, lo diamètre e l'aplatiment de Jupitèr gràcias a d'ocultacions dei senhaus ràdios[7] [43].

Sièis ans pus tard, lei sondas Voyager 1 e Voyager 2 melhorèron la conoissença de la planeta e de sei satellits e descurbiguèron son sistèma d'anèus. Ansin, foguèt confiermat que la Granda Taca Roja es una tempèsta anticiclonica. De mai, de comparasons ambé de fòtos dei missions Pioneer mostrèron un cambiament de color de l'arange au marron sorne. Un tòr d'atòmes ionizats foguèt descubèrt a l'entorn de Jupitèr e de son satellit Io. La superficia d'aquel satellit revela egalament la preséncia de volcans e d'erupcions. Enfin, d'ulhauç foguèron vists dins l'atmosfèra pendent la nuech[7].

La mission seguenta que susvolèt Jupitèr foguèt la sonda solara Ulysses. Estudièt la magnetosfèra mai poguèt pas prendre de fòtos car embarcava pas d'aparelhs de vision[44]. En 2000, la sonda Cassini en camin per Saturne fotografièt la planeta e lo satellit Himàlia en resolucion auta[45]. Enfin, la mission New Horizons en camin per Pluton passèt près de Jupitèr per utilizar sa gravitat. Sa camèra a observat per lo menut lei quatre satellits galileians, Himàlia e Elara.

Mission Galileo

modificar

La soleta sonda qu'orbitèt a l'entorn de Jupitèr foguèt Galileo entre lo 7 de decembre de 1995 e lo 21 de setembre de 2003. Realizèt divèrsei susvoladas de Ganimèdes e d'Amaltèa e observèt tanben l'impacte de la cometa Shoemaker-Levy 9 durant lo mes de julhet de 1994. Dins aquò, ben que lei mesuras realizadas sigan importantas, lo desplegament mancat d'una antena limita la transmission d'informacions[46].

Au mes de julhet de 1995, una sonda atmosferica foguèt largada per Galileo. Intrèt dins l'atmosfèra de Jupitèr lo 7 de decembre e transmetèt de donadas pendent 57,6 minutas fins a 150 km de prefondor. Finalament, foguèt destruch per la pression (22 bar amb una temperatura de 153 °C)[47] puei probablament fonduda e vaporizada. La sonda Galileo conoguèt un sòrt similar, mai pus rapid, lo 21 de setembre de 2003. D'efècte, foguèt precipitada sus Jupitèr per pas contaminar lei formas possiblas de vida sus lo satellit Euròpa[46].

Satellits

modificar

De veire : Satellits de Jupitèr

Jupitèr a 79 satellits. 61 an una talha inferiora a 10 km e foguèron descobèrts après 1975.

Satellits galileians

modificar
 
Lei satellits galileians, dins un imatge compausat per comparar sei talhas amb aquela de Jupitèr. D'aut en bas : Callisto, Ganimèdes, Euròpa e Io.

Io, Euròpa, Ganimèdes e Callisto, lei quatre pus grands satellits de Jupitèr, son nomats lei «satellits galileians». Fan tanben partida dei pus grands satellits dau Sistèma Solar. Ganimèdes a d'autra part una talha superiora a Mercuri.

Leis orbitas dei tres satellits galileians interiors — Io, Euròpa e Ganimèdes — presentan una particularitat dicha resonància de Laplace. Ansin, per quatre torns de Jupitèr complits per Io, Euròpa ne'n fa dos e Ganimèdes un. Aquela resonància causa una deformacion elliptica de sei trajectòrias. A l'invèrs, lei fòrças de marèia de Jupitèr leis arredonisson[48]. L'excentricitat deis orbitas causa donc de cambiaments de la forma dei satellits en causa de la gravitat de Jupitèr : son pus aplatits près de la planeta e pus esferics quand se son alunchats. Aqueu comportament entraïna l'escaufament de l'interior dei satellits per friccion. Es particularament visible a la superficia volcanica d'Io qu'es la pus pròcha de Jupitèr. La superficia sensa cratèrs d'Euròpa es tanben una manifestacion d'aqueu fenomèn.

Lei satellits galileians a respèct de la Luna
Nom Diamètre Massa Rai orbital Periòde orbital
km % kg % km % jorns %
Io 3643 105 8,9×1022 120 421 700 110 1,77 7
Euròpa 3122 90 4,8×1022 65 671 034 175 3,55 13
Ganimèdes 5262 150 14,8×1022 200 1 070 412 280 7,15 26
Callisto 4821 140 10,8×1022 150 1 882 709 490 16,69 61

Classament dei satellits

modificar

Avans lei missions Voyager, lei satellits de Jupitèr èran classats dins quatre grops fondats sus de caracteristicas orbitalas. Dempuei, la descubèrta d'autrei satellits, generalament fòrça pichons, a complicat aqueu tablèu. Ansin, s'es creat sièis grops novèus.

Una division classica es de gropar lei uech satellits regulars, amb una trajectòria quasi circulara dins lo plan eqüatoriau, en doas categorias de quatre segon seis orbitas. La formacion d'aquelei lunas es supausada de datar dau periòde d'aparicion de Jupitèr. Lo rèsta es compausat de satellits de talha pichona amb d'orbitas ellipticas e clinadas que son benlèu d'asteroïdes capturats o de fragments d'asteroïdes capturats. Leis objèctes ambé de caracteristicas orbitalas similaras forman una familha soleta e son supausats nats d'un còrs capturat e rot en unei tròç[49] [50].

Satellits regulars
Grop interior Lo grop interior se compausa de quatre satellits amb un diamètre inferior a 200 km, un rai orbitau de mens de 200 000 km e una enclinason inferiora a 0,5°.
Lei satellits galileians Aquelei quatre lunas, descubèrtas en parallèl per Galileo Galilei e Simon Marius, orbitan entre 400 000 km e 2 000 000 km e fan partida dei satellits grands dau Sistèma Solar.
Satellits irregulars
Themisto Themisto es lo membre unic de son grop orbitant a mitat camin entre lei satellits galileians e lo grop d'Himàlia.
Grop d'Himàlia A grop de quatre satellits ambé d'orbitas vèrs 11 e 12 milions de quilomètres.
Carpo Coma Themisto, Carpo es lo membre unic de son grop. Son orbita es pròche dau grop Ananke amb una trajectòria prograda a l'invèrs d'aqueu grop.
Grop Ananke Es un grop d'objèctes pichons amb una enclinason de 149° avent d'orbitas retrogradas vèrs 21,276 milions de quilomètres.
Grop Carme Un grop quasi indistint d'objèctes amb una orbita retrograda situada vèrs 23,404 milions de quilomètres e avent una enclinason de 165°.
Grop Pasiphaë Un grop dispersat e vagament distint ambé d'orbitas retrogradas a l'exterior d'autrei grops de satellits de Jupitèr.

Interaccion ambé lo Sistèma Solar

modificar
 
Esquèma generau dau Sistèma Solar mostrant la cencha principala e leis asteroïdes troians de Jupitèr.

L'influéncia de Jupitèr sus lo Sistèma Solar es fòrça importanta. Ansin, amb lo Soleu, la gravitat de Jupitèr a modelat la forma dau Sistèma Solar. Per exemple, lei plans deis orbitas dei planetas, sensa Mercuri, son pus pròches dau plan orbitau de Jupitèr que dau plan eqüatoriau solar. De mai, lei lacunas de Kirkwood dins la centura d'asteroïdes son tanben principalament causadas per Jupitèr. Enfin, aquela planeta es a l'origina dau darrier bombardament massís de l'interior dau Sistèma Solar[51].

Uei, lo camp de gravitat de Jupitèr e sei satellits contraròtlan divèrs asteroïdes orbitant vèrs lei ponchs de Lagrange precedent e seguent la planeta sus son orbita a l'entorn dau Soleu. Aqueleis asteroïdes son dichs «Troians» e repartits entre lei camps troian e grèc en onor de l'Iliada. Lo premier, 588 Aquiles, foguèt descubèrt en 1906 per Max Wolf e dempuei, se'n conois 2 000[52]. Lo pus grand es 624 Ector.

Fòrça cometas amb un periòde cort son tanben contrarotladas o influenciadas per la gravitat de Jupitèr. Aquelei cometas forman la familha dicha de Jupitèr. Son de cometas en provenença de la centura de Kuiper en delà de l'orbita de Neptun. Pasmens, pendent un passatge pròche de la planeta, sei trajectòrias son modificadas e adòptan adonc una orbita amb un grand assis pus pichon qu'aqueu de Jupitèr. Puei, lo Soleu e Jupitèr circularizan l'orbita d'aquelei cometas[53].

Impactes

modificar
 
Tacas sornas causadas per la collision ambé lei fragments de la cometa Shoemaker-Levy 9 en 1994.

Jupitèr es de còps nomada l'"aspirator dau Sistèma Solar"[54] en causa de son potz gravitacionau important e de sa posicion pròche de l'interior dau Sistèma Solar[55]. D'efècte, recebe l'essenciau dau bombardament de cometas dei planetas dau Sistèma Solar[56]. Ansin, se supausa que Jupitèr sigue coma un bloquier per lei planetas telluricas. Pasmens, de simulacions informaticas recentas mòstran un ròtle pus nuançat e Jupitèr demeniriá pas significativament la quantitat de cometas passant dins lo Sistèma Solar intèrne. Sa gravitat entraïnariá de cometas vèrs l'interior dau sistèma quasi tant coma que leis alunchariá[57]. Lo subjècte es totjorn debatut, certanei scientifics pensant que Jupitèr atira lei cometas de la centura de Kuiper e d'autrei qu'apara contra leis objèctes de la supausada nívol d'Oort[58].

Dins lei fachs, d'impactes son estats sospichats o observats per Jupitèr. Lo premier remonta au sègle XVII, un estudi istoric de 1997 suggerent l'observacion dei traças d'un impacte per Cassini en 1690[59]. De mai, l'estudi nòta uech autrei possibilitats. Aquel estudi se basa sus la collision, ben observada, entre Jupitèr e la cometa Shoemaker-Levy 9. D'efècte, entre lo 16 e lo 22 de julhet 1994, 20 fragments d'aquela cometa tombèron dins l'emisfèri sud, fasent de tacas sornas. Èra la premiera collision entre dos objèctes dau Sistèma Solar qu'èra vista directament per l'uelh uman, fornissent de donadas atmosfericas interessantas[60] [61].

Dempuei 1994, d'autrei traças d'impactes de cometas son estadas descubèrtas. Lo 19 de julhet de 2009, una taca sorna, caracteristica de la collision de 1994, foguèt observada encara dins l'emisfèri sud de la planeta vèrs una longitud de 216°[62]. La talha de la taca sorna èra pus granda que la tempèsta Ovala BA. De mai, de mesuras de radiacions infrarojas mòstran un ponch brilhant suggerent un escaufament locau de l'atmosfèra près dau pòl sud[63]. En revenge, lo còrs destruch dins la collision es desconegut. Enfin, un impacte, pus pichon qu'aqueu de 2009, foguèt tanben descubèrt lo 3 de junh de 2010 per un astronòm amator[64].

Observacion

modificar
 
Fòto de Jupitèr presa per un amator.

L'uelh uman pòu facilament veire Jupitèr sus l'aspècte d'un astre blanc fòrça brilhant amb una magnitud de -2,7 a l'oposicion gràcias a l'albedo aut de la planeta[65]. Es sovent considerada coma un objècte interessant car una luneta de talha pichona revela ja de detalhs nombrós coma lei satellits galileians. De mai, sei periòdes de revolucion corts autoriza de seguir l'evolucion dau sistèma entre doas nuechs.

 
Jupitèr e lei satellits galileians.

Un telescòpi d'un diamètre de 25 cm permet d'observar la Granda Taca Roja. De mai, un receptor de ràdio per ondas cortas benda de 13 mètres amb una antena en fieu electric d'una longor de 3,5 mètres pòu interceptar lo senhau de 21,86 MHz emés per la planeta[66].

Possibilitat d'existéncia de la vida

modificar

En 1953, l'experiéncia de Miller-Urey mostrèt que la combinason d'ulhauç e de compausats quimics existent dins l'atmosfèra primordiala de la Tèrra podiá crear de compausats organics coma d'acids aminats, que son de constituents de la vida terrèstra. L'atmosfèra de la simulacion èra facha d'aiga, de metan, d'idrogèn molecular e d'amoniac que fan partida de l'atmosfèra de Jupitèr. Pasmens, l'atmosfèra de Jupitèr a tanben una circulacion d'èr verticala fòrça importanta que mena aquelei compausats dins lei partidas bassas de la planeta. La temperatura auta de l'interior de l'atmosfèra lei destrutz donc, empachant l'aparicion de vida similara a la Tèrra[67].

L'existéncia de la vida sus Jupitèr es donc considerada coma improbabla car la quantitat d'aiga dins l'atmosfèra es limitada e que la superficia rocassosa es escrachada per de pressions enòrmas. Dins aquò en 1976, avans lei missions Voyager, se desvolopèt l'ipotèsi d'una forma de vida basada sus l'aiga o l'amoniac de l'atmosfèra auta. L'ipotèsi repausa sus l'ecologia dei mars terrèstras ambé fitoplancton a la superficia, peis se norrissent d'aqueu fitoplancton e predators marins manjant lei peis[68] [69].

Uei, la possibilitat pus seriosa de l'existéncia de la vida dins lo sistèma de Jupitèr es leis oceans d'aiga qu'assostèron certanei satellits coma Euròpa.

Mitologia anciana

modificar

La planeta Jupitèr es coneguda dempuei l'Antiquitat car es visibla a uelh nus dins lo cèu nocturne e, de còps, pendent lo jorn se lo Soleu es bas[70].

Per lei Babilonians, Jupitèr representava lo dieu Marduk. Utilizavan lo periòde de dotze ans de son orbita per definir sei constellacions dau zodiac[71]. Lei Chinés, lei Coreans e lei Japonés li donèron lo nom d'estela de fusta segon la concepcion chinesa dei Cinc Elements[72] [73] [74]. Dins l'astrologia vedica, Jupitèr es nomada Brihaspati o pus sovent Guru, significant «Grand èsser». Enfin, en Euròpa, lei Grècs bategèron la planeta Phaethon (Φαέθων) significant «cremant». Puei, lei Roman li donèron son nom actuau segon lo rèi de sei dieus. Lo simbòl astronomic de Jupitèr ♃ representa d'autra part l'ulhauç dau dieu.

Nòtas

modificar
  1. ↑ L'aiga es una molecula polara podent transportar una carga. Es donc capabla de crear la separacion de cargas necessària a la formacion d'un ulhauç.

Referéncias

modificar
  1. ↑ Gautier, D.; Conrath, B.; Flasar, M.; Hanel, R.; Kunde, V.; Chedin, A.; Scott N. (1981). "The helium abundance of Jupiter from Voyager". Journal of Geophysical Research 86: 8713–8720.
  2. ↑ 2,0 et 2,1 Kunde, V. G. et al. (September 10, 2004). "Jupiter's Atmospheric Composition from the Cassini Thermal Infrared Spectroscopy Experiment". Science 305 (5690): 1582–86
  3. ↑ Kim, S. J.; Caldwell, J.; Rivolo, A. R.; Wagner, R. (1985). "Infrared Polar Brightening on Jupiter III. Spectrometry from the Voyager 1 IRIS Experiment". Icarus 64: 233–48.
  4. ↑ Niemann, H. B.; Atreya, S. K.; Carignan, G. R.; Donahue, T. M.; Haberman, J. A.; Harpold, D. N.; Hartle, R. E.; Hunten, D. M.; Kasprzak, W. T.; Mahaffy, P. R.; Owen, T. C.; Spencer, N. W.; Way, S. H. (1996). "The Galileo Probe Mass Spectrometer: Composition of Jupiter's Atmosphere". Science 272 (5263): 846–849
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 5,5 5,6 et 5,7 Mahaffy, Paul. "Highlights of the Galileo Probe Mass Spectrometer Investigation". NASA Goddard Space Flight Center, Atmospheric Experiments Laboratory. https://web.archive.org/web/20090410221648/http://ael.gsfc.nasa.gov/jupiterHighlights.shtml. Retrieved 2007-06-06.
  6. ↑ Williams, Dr. David R. (November 16, 2004). "Jupiter Fact Sheet". NASA
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 et 7,3 Burgess, Eric (1982). By Jupiter: Odysseys to a Giant. New York: Columbia University Press.
  8. ↑ 8,0 8,1 et 8,2 Elkins-Tanton, Linda T. (2006). Jupiter and Saturn. New York: Chelsea House.
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 et 9,3 Guillot, T.; Stevenson, D. J.; Hubbard, W. B.; Saumon, D. (2004). "Chapter 3: The Interior of Jupiter". in Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere.
  10. ↑ Bodenheimer, P. (1974). "Calculations of the early evolution of Jupiter". Icarus 23 pages=319–25.
  11. ↑ Guillot, T.; Gautier, D.; Hubbard, W. B. (1997). "New Constraints on the Composition of Jupiter from Galileo Measurements and Interior Models". Icarus 130: 534–539.
  12. ↑ Various (2006). McFadden, Lucy-Ann; Weissman, Paul; Johnson, Torrence. ed. Encyclopedia of the Solar System (2nd ed.). Academic Press. p. 412
  13. ↑ Lodders, Katharina (2004). "Jupiter Formed with More Tar than Ice". The Astrophysical Journal 611 (1): 587–597.
  14. ↑ Züttel, Andreas (September 2003). "Materials for hydrogen storage". Materials Today 6 (9): 24–33.
  15. ↑ 15,0 et 15,1 Seiff, A.; Kirk, D.B.; Knight, T.C.D. et al. (1998). "Thermal structure of Jupiter's atmosphere near the edge of a 5-μm hot spot in the north equatorial belt". Journal of Geophysical Research 103: 22857–22889.
  16. ↑ Miller, S.; Aylword, A.; Milliword, G. (2005). "Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: the Importance of Ion-Neutral Coupling". Space Science Reviews 116: 319–343.
  17. ↑ 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" (PDF). Lunar & Planetary Institute. http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/ingersolletal-2004.pdf.
  18. ↑ Kerr, Richard A. (2000). "Deep, Moist Heat Drives Jovian Weather". Science 287 (5455): 946–947.
  19. ↑ Strycker, P. D.; Chanover, N.; Sussman, M.; Simon-Miller, A. (2006). "A Spectroscopic Search for Jupiter's Chromophores". DPS meeting #38, #11.15. American Astronomical Society.
  20. ↑ Denning, W. F. (1899). "Jupiter, early history of the great red spot on". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 59: 574–584. http://adsabs.harvard.edu/abs/1899MNRAS..59..574D
  21. ↑ Kyrala, A. (1982). "An explanation of the persistence of the Great Red Spot of Jupiter". Moon and the Planets 26: 105–7
  22. ↑ Sommeria, Jöel; Steven D. Meyers & Harry L. Swinney (February 25, 1988). "Laboratory simulation of Jupiter's Great Red Spot". Nature 331: 689–693.
  23. ↑ Cardall, C. Y.; Daunt, S. J. "The Great Red Spot". University of Tennessee. http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/jupiter/redspot.html.
  24. ↑ Phillips, Tony (March 3, 2006). "Jupiter's New Red Spot". NASA. https://web.archive.org/web/20081019024917/http://science.nasa.gov/headlines/y2006/02mar_redjr.htm.
  25. ↑ Showalter, M.A.; Burns, J.A.; Cuzzi, J. N.; Pollack, J. B. (1987). "Jupiter's ring system: New results on structure and particle properties". Icarus 69 (3): 458–98.
  26. ↑ 26,0 et 26,1 Burns, J. A.; Showalter, M.R.; Hamilton, D.P.; et al. (1999). "The Formation of Jupiter's Faint Rings". Science 284 (5417): 1146–50.
  27. ↑ Fieseler, P.D. (2004). "The Galileo Star Scanner Observations at Amalthea". Icarus 169 (2): 390–401.
  28. ↑ Brainerd, Jim (2004-11-22). "Jupiter's Magnetosphere". The Astrophysics Spectator
  29. ↑ Herbst, T. M.; Rix, H.-W. (1999). Guenther, Eike; Stecklum, Bringfried; Klose, Sylvio. ed. Star Formation and Extrasolar Planet Studies with Near-Infrared Interferometry on the LBT. San Francisco, Calif.: Astronomical Society of the Pacific. pp. 341–350.
  30. ↑ Michtchenko, T. A.; Ferraz-Mello, S. (February 2001). "Modeling the 5 : 2 Mean-Motion Resonance in the Jupiter–Saturn Planetary System". Icarus 149 (2): 77–115.
  31. ↑ Lang, Kenneth R. (2003). "Jupiter: a giant primitive planet". NASA. [1].
  32. ↑ Xi, Z. Z. (1981). "The Discovery of Jupiter's Satellite Made by Gan-De 2000 Years Before Galileo". Acta Astrophysica Sinica 1 (2): 87.
  33. ↑ Dong, Paul (2002). China's Major Mysteries: Paranormal Phenomena and the Unexplained in the People's Republic. China Books.
  34. ↑ Youssef, A.; Marcus, P. S. (2003). "The dynamics of jovian white ovals from formation to merger". Icarus 162 (1): 74–93.
  35. ↑ "Roemer's Hypothesis". MathPages. [2].
  36. ↑ "Amalthea Fact Sheet", NASA JPL.
  37. ↑ Dunham Jr., Theodore (1933). "Note on the Spectra of Jupiter and Saturn". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 45: 42–44
  38. ↑ Weintraub, Rachel A. (September 26, 2005). "How One Night in a Field Changed Astronomy".
  39. ↑ Klein, M. J.; Gulkis, S.; Bolton, S. J. (1996). "Jupiter's Synchrotron Radiation: Observed Variations Before, During and After the Impacts of Comet SL9".
  40. ↑ NASA – Pioneer 10 Mission Profile
  41. ↑ NASA – Glenn Research Center
  42. ↑ 42,0 et 42,1 NASA, Galileo FAQ - Navigation, [3], 6 de julhet de 2010.
  43. ↑ Lasher, Lawrence (August 1, 2006). "Pioneer Project Home Page". NASA Space Projects Division.
  44. ↑ Chan, K.; Paredes, E. S.; Ryne, M. S. (2004). "Ulysses Attitude and Orbit Operations: 13+ Years of International Cooperation" (PDF). American Institute of Aeronautics and Astronautics. https://web.archive.org/web/20051214075825/http://www.aiaa.org/Spaceops2004Archive/downloads/papers/SPACE2004sp-template00447F.pdf.
  45. ↑ Hansen, C. J.; Bolton, S. J.; Matson, D. L.; Spilker, L. J.; Lebreton, J.-P. (2004). "The Cassini-Huygens flyby of Jupiter". Icarus 172 (1): 1–8.
  46. ↑ 46,0 et 46,1 McConnell, Shannon (April 14, 2003). "Galileo: Journey to Jupiter". NASA Jet Propulsion Laboratory.
  47. ↑ Magalhães, Julio (December 10, 1996). "Galileo Probe Mission Events". NASA Space Projects Division. [4].
  48. ↑ Musotto, S.; Varadi, F.; Moore, W. B.; Schubert, G. (2002). "Numerical simulations of the orbits of the Galilean satellites". Icarus 159: 500–504.
  49. ↑ Jewitt, D. C.; Sheppard, S.; Porco, C. (2004). Bagenal, F.; Dowling, T.; McKinnon, W. ed (PDF). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. ISBN 0-521-81808-7. [5].
  50. ↑ Nesvorný, D.; Alvarellos, J. L. A.; Dones, L.; Levison, H. F. (2003). "Orbital and Collisional Evolution of the Irregular Satellites". The Astronomical Journal 126 (1): 398–429.
  51. ↑ Kerr, Richard A. (2004). "Did Jupiter and Saturn Team Up to Pummel the Inner Solar System?". Science 306 (5702): 1676
  52. ↑ "List Of Jupiter Trojans", IAU Minor Planet Center, [6]
  53. ↑ Quinn, T.; Tremaine, S.; Duncan, M. (1990). "Planetary perturbations and the origins of short-period comets". Astrophysical Journal, Part 1 355: 667–679.
  54. ↑ Lovett, Richard A. (December 15, 2006). "Stardust's Comet Clues Reveal Early Solar System". National Geographic News. http://news.nationalgeographic.com/news/2006/12/061215-comet-stardust.html.
  55. ↑ Nakamura, T.; Kurahashi, H. (1998). "Collisional Probability of Periodic Comets with the Terrestrial Planets: An Invalid Case of Analytic Formulation". Astronomical Journal 115 (2): 848–854.
  56. ↑ Nakamura, T.; Kurahashi, H. (1998). "Collisional Probability of Periodic Comets with the Terrestrial Planets: An Invalid Case of Analytic Formulation". Astronomical Journal 115 (2): 848–854.
  57. ↑ Horner, J.; Jones, B. W. (2008). "Jupiter - friend or foe? I: the asteroids". International Journal of Astrobiology 7 (3–4): 251–261.
  58. ↑ Overbyte, Dennis (2009-07-25). "Jupiter: Our Comic Protector?". Thew New York Times. http://www.nytimes.com/2009/07/26/weekinreview/26overbye.html?hpw.
  59. ↑ Tabe, Isshi; Watanabe, Jun-ichi; Jimbo, Michiwo (February 1997). "Discovery of a Possible Impact SPOT on Jupiter Recorded in 1690". Publications of the Astronomical Society of Japan 49:L1–L5
  60. ↑ Baalke, Ron. "Comet Shoemaker-Levy Collision with Jupiter". NASA.
  61. ↑ Britt, Robert R. (August 23, 2004). "Remnants of 1994 Comet Impact Leave Puzzle at Jupiter". space.com. http://www.space.com/scienceastronomy/mystery_monday_040823.html.
  62. ↑ alway, Mike (July 19, 2009). "Breaking News: Possible Impact on Jupiter, Captured by Anthony Wesley". IceInSpace.
  63. ↑ Grossman, Lisa (July 20, 2009). "Jupiter sports new 'bruise' from impact". New Scientist. [7].
  64. ↑ Bakich, Michael (2010-06-04). "Another impact on Jupiter". Astronomy Magazine online. [8]
  65. ↑ David R. Williams, « Jupiter Fact Sheet », NASA.
  66. ↑ Weber, Colom, Kerdraon et Lecacheux, Techniques d'observation en radioastronomie basse fréquence en présence d'émetteurs radioélectriques, Bulletin du BNM no 12X, Volume 2004-Y.
  67. ↑ Heppenheimer, T. A. (2007). "Colonies in Space, Chapter 1: Other Life in Space". National Space Society. [9]
  68. ↑ "Life on Jupiter". Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy & Spaceflight. [10]
  69. ↑ Sagan, C.; Salpeter, E. E. (1976). "Particles, environments, and possible ecologies in the Jovian atmosphere". The Astrophysical Journal Supplement Series 32: 633–637.
  70. ↑ Staff (June 16, 2005). "Stargazers prepare for daylight view of Jupiter". ABC News Online. [11]
  71. ↑ Rogers, J. H. (1998). "Origins of the ancient constellations: I. The Mesopotamian traditions". Journal of the British Astronomical Association, 108: 9–28.
  72. ↑ De Groot, Jan Jakob Maria (1912). Religion in China: universism. a key to the study of Taoism and Confucianism. 10. G. P. Putnam's Sons. p. 300.
  73. ↑ Crump, Thomas (1992). The Japanese numbers game: the use and understanding of numbers in modern Japan. Routledge. pp. 39–40. ISBN 0-415-05609-8.
  74. ↑ Hulbert, Homer Bezaleel (1909). The passing of Korea. Doubleday, Page & company. p. 426.

Sistèma Solar
(Estela : Lo Solelh)

 Lo SolelhMercuriVènusLa LunaTèrraMartFòbos e DeimosCeresLa cencha d{{'}}asteroïdesJupitèrSatellits de JupitèrAnèus de JupitèrSaturneSatellits de SaturneAnèus de SaturneUranusSatellits d'UranusAnèus de UranusNeptunSatellits de NeptunAnèus de NeptunePlutonSatellits de PlutonHaumeaSatellits de HaumeaMakemakeLa cencha de KuiperÈrisDysnomiaThe Scattered DiscThe Hills CloudThe Oort Cloud

Planetas
Mercuri · Vènus · Tèrra · Mart · Jupitèr · Saturne · Uranus · Neptun

Planetas nanas
Cères · Pluton · Èris

Pichons còrses
Asteroïdes · Cencha d'asteroïdes · Cometas · Cencha de Kuiper · Objèctes eparses · Nívol d'Oort

Satellits
T (1) : Luna — M (2) : Fòbos · Deimos — J (67) : Io · Euròpa · Ganimèdes · Callisto — S (62) : Titan · Rhea · Mimas · Enceladus · Tethys · Dione — U (27) : Miranda · Ariel · Umbriel · Titània · Oberó — N (14) : Triton

Lista dels objèctes del Sistèma Solar · Galariá del Sistèma Solar
 

Recuperada de « https://oc.wikipedia.org/w/index.php?title=Jupitèr_(planeta)&oldid=2420061 »