Jupiter

Jupiter (simbol: ) je planet s najvećim promjerom i najvećom masom u Sunčevu sustavu, peti po udaljenosti od Sunca (prosječna udaljenost mu je 778 milijuna kilometara); jednom obiđe Sunce za 11,862 godina. Masa mu je 318,4 puta veća od Zemljine, a gustoća mu je samo oko 1/4 gustoće Zemlje. Velik dio volumena tvori vodik, koji zbog velike mase i gravitacije Jupiter nije izgubio od postanka Sunčeva sustava (4,6 milijarde godina), kao što se zbilo s drugim planetima. Prema astronomskim ispitivanjima, podatcima te prema teorijskoj obradbi, Jupiter se sastoji od razmjerno malene silikatne jezgre, okružene dvama slojevima tekućega vodika; donji sloj, pod većim tlakom, ima metalna svojstva, to jest vodikovi su elektroni u slabo vezanom ili u slobodnom stanju; gornji je sloj tekući vodik u molekularnom stanju (H₂). Iznad površine nalazi se atmosfera debljine oko 1000 km (1/70 polumjera planeta). U atmosferi je utvrđena prisutnost vodika, metana, helija, amonijaka, amonijeva hidrosulfida i smrznute vode. Pretpostavlja se da postoje i drugi spojevi (vodikov sulfid, različiti organski spojevi, kompleksni anorganski polimeri).

Jupiter se vrlo brzo vrti (rotira), što, uz njegov velik promjer, uzrokuje jake centrifugalne sile, pa je izrazito spljošten prema polovima; ekvatorski mu je promjer 142 800 km, a polarni samo 134 000 km. Atmosfera, koja se zbog njezine gustoće sa Zemlje jedino i vidi, raslojena je u pojase i zone. Rotacija mu je nejednolika: na ekvatoru jedan okret traje 9 h 50 min 30 s, a na 10° sjeverne ili južne širine 9 h 55 min 41 s. Jupiter ima oko 10 puta veće magnetsko polje od Zemlje. U njegovoj su atmosferi zamjetljive meteorološke i magnetske pojave slične onima na Zemlji, ali mnogo veće raširenosti i trajanja (na primjer oluje slične tropskim ciklonima). Do sada je otkriveno 67 Jupiterovih satelita, a četiri najveća otkrio je Galileo Galilei (do 1610.; galilejanski mjeseci). Dva najveća, Ganimed i Kalista, veći su od planeta Merkura. Potom slijede Ija i Europa, približno veličine Mjeseca.

Motrenja pomrčine Jupiterovih satelita služila su u pomorstvu za određivanje položaja broda, zemljopisne dužine, u doba kada nije bilo pouzdanih kronometara ni radiosignala. Na temelju neravnomjernosti u pojavama pomrčina satelita, s obzirom na njihovu udaljenost od Zemlje, izračunao je Ole Rømer prvi put brzinu svjetlosti. Jupiterovi prsteni sastoje se od čestica mikroskopske veličine. Prošireni Halo prsten udaljen je od središta planeta 1,40 do 1,72 Jupiterovog polumjera, najsjajniji Glavni prsten na udaljenosti je od 1,72 do 1,81 polumjera, a rijetki Paučinasti (engl.: Gossamer Ring) prsten udaljen je 1,81 do 3 polumjera. ^[1] Jupiter je četvrto najsjajnije nebesko tijelo, nakon Sunca, Mjeseca i Venere (prividna magnituda). Jupiter ima 2,5 puta veću masu od ukupne mase ostalih sedam planeta u Sunčevom sustavu i 71% od svekolike planetske mase u Sunčevu sustavu.

Jupiter je dobio ime po vrhovnom bogu starih Rimljana, kojeg su Grci zvali Zeus. Vidi Jupiter. Po uzoru na stara češka imena planeta, kajkavci su jedno vrijeme upotrebljavali ime Kraljomoć (Kralyomoch po starom kajkavskom pravopisu). ^[2]

Fizička svojstva

Atmosfera

Jupiterova atmosfera sastoji se od gustih slojeva oblaka čija visina seže do 1 000 kilometara. Slojevi oblaka dijele se u tri glavne skupine koji se međusobno razlikuju po boji, s prugama usporednim ekvatoru. Pri rubu je zatamnjen, jer tu pogled prodire kroz deblji sloj atmosfere, pa se i oblaci teže razaznaju. Među oblačnim prugama razlikuju se bjelkaste odnosno blijedozućkaste zone i tamniji pojasi, koji su crvenkastosmeđih nijansi. Na vrhu atmosfere se nalaze crveni oblaci čiji sastav je mješavina leda i vode. Kristali amonijevog hidrosulfida čine bijele i smeđe oblake koji su u središnjem dijelu atmosfere. Dno atmosfere pokrivaju plavičasti oblaci koji svoju boju zahvaljuju kristalima amonijakovog leda. Općenito se može reći da je atmosfera ovoga diva među planetima Sunčeva sustava sastavljena od 75 % vodika i 23 % helija. Ostatak otpada na vodenu paru, metan, amonijak i slične kemijske spojeve. Sa Zemlje prate se promjene širine, boje i kontrasta zona i pojasa te razne pjege, od kojih je Velika crvena pjega najviđenija i najstalnija pojava. To je područje eliptičnog oblika u Jupiterovoj atmosferi čija je veličina otprilike 12 000 x 25 000 km. Velika crvena pjega je u stvari velika oluja koja traje već stoljećima. Vjetrovi koji pušu unutra same oluje mogu premašiti 600 km/h. Nije samo područje Velike crvene pjege aktivno u Jupiterovoj atmosferi. Cijela atmosfera je vrlo turbulentna i aktivna. Prosječna brzina vjetra u gornjim slojevima jupiterove atmosfere je 500 km/h.

Brzina vrtnje Jupitera određena je nakon dugogodišnjih promatranja uočljivih znakova. U ekvatorskom području, 7° na jug i sjever, prosječan period vrtnje (rotacije) jednak je 9 sati 50 minuta i 30 sekundi. Znakovi na većim jovigrafskim širinama otkrivaju duži period. Različit period vrtnje različitih širina svojstvo je nebeskih tijela koja nisu kruta. Period rotacije pojedinih detalja u oblacima drukčiji je zbog atmosferskih gibanja. Velika crvena pjega u razmaku od stotinu godina imala je prosječan period 9h 55 min 38 s. Period rotacije fluida neposredno ispod atmosfere određen je uz pomoć radio valova i pojava u magnetskom polju, koje se okreću s istom brzinom, na 9 h 55 min 29,7 s. Stanje atmosfere i cijelog Jupitera razmatra se na temelju poznavanja strukture tvari u najširem rasponu fizičkih uvjeta. Zbog velike mase planeta, tlak se u dubini penje na više desetaka milijuna bara. Tlakovi i temperature koji vladaju u unutrašnjosti Jupitera dovode do agregacijskog stanja vodika koje se naziva plinovito - tekućim i tekućim metalnim vodikom. ^[3]

Tekući metalni vodik

Što je tekući metal? U sobnim uvjetima živa je tekuća tvar, a ujedno i metal. Takva tvar vrlo dobro vodi električnu struju i toplinu. Nasuprot tome, plinoviti i običan tekući vodik dobri su izolatori, dakle loše provode električnu struju i toplinu. Prijelaz u stanje tekućeg metala vodik trpi pri tlaku od oko 1 000 000 bara. Stoga je najvjerojatnije da najveći dio Jupiterove unutrašnjosti zauzima tekući metalni vodik. Kada se tlak spusti na 20 do 30 bara, vodik iz stanja mješavine plinovitog i tekućeg prelazi u čisto plinovito stanje. Područje gdje se odvija takav prijelaz uzima se za osnovu ili bazu atmosfere.

Kemijski sastav

Atmosfera je visoka 1000 km, a oblaci su u njezinim donjim slojevima. Svjetlost koju dobivamo odraženu od Jupitera pristiže samo iz gornjih dijelova oblačnog pokrova. Kemijski sastav atmosfere divovskih planeta obilježen je obiljem vodika i helija; na vodik otpada 5 puta veći obujam nego na helij. Osim tih dvaju kemijskih elemenata, spektrografski je ustanovljen metan CH₄, amonijak NH₃ i vodena para H₂O. Javljaju se još tragovi etana C₂H₆, acetilena C₂H₂, fosfina PH₃ i ugljikovog monoksida CO. Za svijetle zone ustanovljeno je da se sastoje od kristala amonijaka. One su oblačni sloj ograničen na neke jovigrafske širine. U procijepu između zona zapaža se niži neprekinuti sloj; pojasi su dakle samo vidljivi dijelovi tog sloja. Žućkastonarančaste i smeđe nijanse pojasa tumače se kristalima amonijeva hidrosulfida NH₄SH, a crvena boja nekih detalja, kao i Velike crvene pjege, tumače se kristalima fosfora. Ispod sloja pojaseva nalazi se treći, najniži sloj oblaka, koji se neposredno ne može vidjeti, a sastoji se od kristala vode (leda).

Temperatura atmosfere

Temperatura raste od razine gdje tlak iznosi 0,1 bar, na obje strane, i prema dolje, i prema gore, u ionosferu. Najniža temperatura iznosi oko 100 K (−173 °C). Temperature su određene opažanjem infracrvenog i radio valnog zračenja planeta. Prosječna temperatura koju otkriva Jupiterovo zračenje jadnako je 140 K (−133 °C), što je za 20 K više od ravnotežne temperature, temperature koju bi imao da mu je jedini dotok energije sa Sunca. Do vanjskih slojeva Jupitera stiže od Sunca 51 W/m² (Sunčeva konstanta). Stoga se temperatura od 140 K dade rastumačiti jedino vlastitim izvorom energije smještenim na Jupiteru. Jupiter sam izračuje nešto manje od Sunčeve konstante. Izvorom energije moglo bi biti stezanje planetskog tijela koje se odvija zbog vlastite gravitacijske sile. Ili se stezanje nastavlja i danas (za opaženu količinu energije bilo bi dovoljno da se polumjer godišnje smanji za 1 mm), ili je proces zaustavljen, a Jupiter samo otpušta zarađenu toplinu.

Da bismo razumjeli vladanje Jupiterove atmosfere s oblačnim pokrovom, moramo zapaziti nekoliko važnih okolnosti. Prva je u jednoličnosti "površine" planeta. Zamislimo li Zemlju kao nepregledan ocean, bez imalo kopna, našli bismo je u stanju sličnom stanju na Jupiteru. Pokreti u atmosferi planeta koji nema kopna već samo tekuću površinu sasvim su drukčiji no pokreti u Zemljinoj atmosferi. Tekuća površina spremno reagira na svaku promjenu tlaka. Poveća li se tlak na jednom mjestu, snižava se lokalni nivo, što znači da se obujam zraka nad tom površinom povećao, pa će tlak morati pasti i vratiti se na početnu vrijednost. Dok su u Zemljinoj atmosferi razlike tlakova i gustoća velikim dijelom uzrokovane različitim zagrijavanjem kopna i mora, na planetu s tekućom površinom nema vodoravnih razlika tlakova i gustoća. Osim toga, do tekućeg sredstva ispod guste i visoke atmosfere Sunčeve zrake izravno ne pristižu.

Druga je okolnost u izvorima topline. Jupiter ima dva izvora. Zbog unutarnjeg izvora topline razlike u temperaturi oblaka između ekvatorskih i polarnih krajeva iznose svega nekoliko stupnjeva. Zato Jupiterova klima malo ovisi o Sunčevoj toplini. Meridionalna cirkulacija, dizanje masa u ekvatorskom području i spuštanje u polarnom, zamaskirana je brzom vrtnjom (rotacijom).

Brza rotacija je treća okolnost koja bitno određuje ponašanje atmosfere. Zbog nje je građa oblačnog pokrova uređena u smjeru vrtnje. No rotacija dovodi i do veoma zavojitih gibanja zračnih masa koje se pokreću u smjeru juga ili sjevera. Smjer zakretanja ovisi o tome giba li se masa na sjevernoj ili na južnoj polutki. Na sjevernoj vjetrovi skreću udesno, na južnoj ulijevo. Učinak je izražen mnogo jače nego na Zemlji, a izazvan je Coriolisovom silom (inercijska sila što se javlja u sustavu koji se vrti).

Četvrtu okolnost čine niske temperature. Pri niskim temperaturama energija se prenosi veoma sporo, bilo da se prenosi zračenjem ili vođenjem. Dijelovi atmosfere sporo se hlade i sporo zagrijavaju. U zoni zrak se diže i hladi, a zatim ispunjava područje nižeg tlaka, to jest ponire u područje pojasa. Okomito atmosfersko kruženje odvija se u ravnini meridijana, pa dolazi do skretanja zračnih masa. Kada vjetar skrene u smjer paralele, skretanje prestaje, jer Coriolisova sila ne djeluje na tijela koja se gibaju po paralelama vodoravno (Coriolisova sila je inercijska sila koja se javlja u sustavu kada pokretno tijelo mijenja udaljenost od osi vrtnje). Sjeverna granica zone pokazuje strujanje u smjeru vrtnje (rotacije), a južna suprotno; na južnoj je polutki sve obratno.

Velika crvena pjega

Pri dodiru slojeva koji se gibaju suprotnim smjerovima dolazi do vrtložnog gibanja, javljaju se valovi i pjege, u kojima se odvija ciklonalno i anticiklonalno gibanje. Jedna takva pjega je i Velika crvena pjega, kojoj je veličina 15 000 x 15 000 km. Ona je preživjela više stoljeća. Period njezina obrtanja iznosi 6 dana. Jedna manja pjega koja znade proći u blizini Velike crvene pjege viđa se 40 godina. Mnogobrojni ovalni vrtlozi i valovi dugotrajnog su obilježja zato što plove u jednoličnom sredstvu, u kojemu se toplina sporo prenosi s jednog mjesta na drugo.

Ionosfera

Vjetar se u ekvatorskoj zoni kreće s najvećom brzinom, većom od 100 m/s; naravno, to je brzina mjerena u odnosu na brzinu vrtnje. Iznad oblaka neposredno se nastavlja ionosfera. Ona se pruža daleko u prostor i obuhvaćena je magnetosferom, područjem sa svojstvenim oblikom magnetskog polja. Koncentracija elektrona u ionosferi iznosi najviše od 10⁵ do 10⁶ ion/cm³, u predjelu prvih 3 000 km iznad oblačnog sloja. Temperatura ovdje premašuje 1 000 K.

Svojstva unutrašnjosti planeta

Jupiter (crveno) obiđe Sunce (u sredini) dok Zemlja (plavo) obiđe oko Sunca 11,86 puta.

Mjerenja gravitacijskog polja ukazuju na postojanje značajne koncentracije stjenovitog i ledenog materijala u Jupiterovoj unutrašnjosti, vjerojatno jezgre mase 10 do 15 puta veće od Zemlje. Tlak u unutrašnjosti Jupitera dostiže više desetaka milijuna bara.

Na moguću kameno-ledenu jezgru nastavlja se debeli sloj metalnog vodika. Naime, pri tlaku od oko 2 × 10¹¹ Pa, vodik prelazi u metalno tekuće stanje. To je stanje pri kojem su molekule vodika tako gusto složene da pojedine atome susjedna molekula privlači jednako kao i atom partner u istoj molekuli. Posljedica toga je razbijanje molekula. Pored toga događa se da i elektrone u ljuskama privlače susjedne jezgre, pa dolazi do ionizacije (odvajanja elektrona od jezgri). Vodik postaje vrlo vodljiv (slično metalima), pa se zato ovo stanje zove metalni tekući vodik. Ovaj sloj vjerojatno sadrži i primjese helija i raznog leda. Postojanje metalnog vodika je dokazano u laboratorijima na Zemlji 1996.

Na sloj metalnog vodika se u blagom prijelazu nastavlja sloj vodika i helija u molekularnom obliku koji iz tekućeg stanja (dublji slojevi) prelazi u plinovito (bliže površini). Atmosfera koju vidimo je samo vanjski dio ovog sloja. Ovaj sloj sadrži i manje količine vode, ugljikovog dioksida, metana i drugih jednostavnih spojeva.

Jupiter je po sastavu 90% vodik i 10% helij (po masenom udjelu), s tragovima vode, metana i amonijaka. Taj sastav približno odgovara i sastavu prvotnog oblaka od kojeg je i nastao Sunčev sustav.

Jupiterova unutrašnjost je vrlo vruća, temperature u središtu su čak 20 000 K, pa Jupiter 1,5 puta više energije zrači u svemir nego što je prima od Sunca. Ravnotežna temperatura (ona koju bi imao da ga grije samo Sunce) za Jupiter iznosi 140 K, ali je stvarna temperatura njegovih vanjskih dijelova oko 160 K. To se objašnjava Kelvin-Helmholtzovim mehanizmom (potencijalna energija gravitacijskog polja sažimanjem prelazi u unutarnju energiju). Za opaženu količinu energije bi bilo dovoljno da se Jupiter sažme za 1 mm godišnje.

Postoji neopravdano mišljenje da Jupiteru nedostaje samo malo mase da bi postao zvijezda. Iako velik, Jupiter je po dimenzijama vrlo daleko od zvijezda ili smeđih patuljaka. Trebala bi mu 80 puta veća masa da u njegovu središtu započnu nuklearne reakcije.

Orbita

Jupiter svoju stazu oko Sunca obiđe za 11,87 godina. Zbog eliptičnosti putanje udaljenost između Jupitera i Sunca se mijenja od 4,95 do 5,5 AJ.

Vrtnja ili rotacija

Jedan Jupiterov dan traje 9 sati i 50 minuta. Zbog te brze rotacije na Jupiteru nastaju snažna vrtloženja i turbulencije u atmosferi. Periodi rotacije se razlikuju od sloja do sloja zbog različitih atmosferskih gibanja.

Magnetosfera

Godine 1955. otkrivena je radio-emisija s Jupitera, što je upućivalo na jako magnetsko polje. Jako magnetsko polje Jupitera posljedica je debelog sloja metalnog vodika i brze vrtnje (rotacije). Magnetska je os priklonjena za 11° prema osi rotacije. Smjer magnetskog polja suprotan je magnetskom polju na Zemlji, što znači da je sjeverni magnetski pol zaista na sjevernoj polutki planeta. U atmosferi, ono iznosi oko 10^-3 T (4 000 puta jače od Zemljinog). Jupiterovo magnetsko polje je oko 100 puta veće od Zemljinog. Proteže se nekoliko milijuna kilometara u smjeru Sunca i čak oko 650 milijuna km u suprotnom pravcu, te doseže i do Saturnove putanje. Magnetsko polje stvara jake struje visoko-energetskih čestica koje su 10 puta jače od onih u Van Allenovim pojasima. Ovdje se kreću električne struje nabijenih čestica koje premašuju dozu smrtonosnu za čovjeka.

Ono obuhvaća i putanje Jupiterovih satelita, pa se time djelomično objašnjava velika vulkanska aktivnost na Iou. Između Jupitera i Ioa izmjerena je električna struja jakosti 5 milijuna Ampera (5 MA). Naelektrizirane čestice ubrzane do vrlo velikih brzina udaraju u Iovu površinu i izbijaju atome s površine. Izbijeni atomi čine Iov torus, veliki prstenasti oblak električki nabijenih čestica oko Iove putanje. Do položaja na kojem se nalazi satelit Io (Ija) magnetosfera se vrti s jednakom kutnom brzinom kao i Jupiter. Ona je izvor dekametarskih radio valova promjenjive jačine, uzrokovanih električnim pražnjenjima. Uopće je Jupiter jedan od najjačih izvora kozmičkih radio valova. Snimljene su munje i polarna svjetlost. Iz magnotosfere znadu se osloboditi električke čestice i u obliku kozmičkih zraka stići do Zemlje, a zabilježene su i kod Merkura. Na stanje magnetskog polja veoma utječu najbliži Jupiterovi sateliti koji se gibaju u tom području. Poseban utjecaj pokazuje Io. Nalazi se na udaljenosti od 3 Jupiterova promjera i stalan je izvor plinova.

Jupiterovi prsteni

Glavni članak: Jupiterovi prsteni

Godine 1979. svemirska letjelica Voyager 1 je otkrila Jupiterove prstene. Prsteni se uglavnom sastoje od mikrometarskih čestica prašine, a prostiru se sve do površine planeta. Najbliži Jupiteru je Halo prsten, širok oko 20 000 km, koji ima oblik torusa. Na Halo se nastavlja 7 000 km široki Glavni prsten. Unutar glavnog prstena se nalaze i Jupiterovi sateliti Metida i Adrasteja. Smatra se da su ova dva satelita izvor materijala (udari meteorita izbacuju krhotine u svemir) za Glavni pojas, dok su druga dva mala unutarnja satelita - Amalteju i Tebu - izvori materijala za vrlo rijetke Amalthea Gossamer (unutar Amaltejine putanje) i Thebe Gossamer (između putanja Amalteje i Tebe) prstene koji se nastavljaju na Glavni prsten (Paučinasti prsteni).

Prirodni sateliti

Glavni članak: Jupiterovi prirodni sateliti

Prema dosadašnjim saznanjima oko Jupitera kruže 67 prirodna satelita (mjeseca). Razdvajanje po skupinama napravljeno je po svojstvima nebeskih tijela kao i po svojstvima njihovih putanja. Na primjer galilejanski sateliti su veliki i nalik su malim planetima, dok su sateliti iz skupine Ananke ili iz skupine Amalteja mala tijela nepravilnog oblika i asteroidnog podrijetla. Kako su mase galilejanskih satelita velike, usporedive s masom Mjeseca, to oni jedan drugome znatno remete staze. Iako su im ekscentriciteti maleni, oni se ipak neprekidno mijenjaju. Zbog velikog broja prirodnih satelita, postoji podjela po sljedećim skupinama:

Jupiterovi unutarnji sateliti
Galilejanski sateliti (Io, Europa, Ganimed, Kalista)
Temisto
Himalija
Ananka
Karma
Karpo
Pasifaja

Jupiterovi unutarnji sateliti

Glavni članak: Jupiterovi unutarnji sateliti

Jupiterovi unutarnji sateliti su Amalteja, Metida, Adrasteja i Teba, a to su nepravilna, planetoidna tijela, i nalaze se s vanjske strane prstena. Prsten je male gustoće. Vanjski mu polumjer iznosi 129 000 km. Najsjajniji dio prstena širok je 6 000 km. Bliže Jupiteru sjaj mu veoma opada, no tvar se, sve usitnjenija, prostire do površine Jupitera. Tipične čestice veličine su 1 μm. Debljina prstena manja je od 30 km, no oko njega zapaža se jedan svijetleći halo mnogo veće širine. Amalteja je stijena nepravilna oblika, crvena je i tamna. U središte Jupitera stalno je uperena njena duža os.

Galilejanski sateliti

Glavni članak: Galilejanski mjeseci

Galilejanski sateliti (Io ili Ija, Europa, Ganimed, Kalisto) po sfernom obliku, čak i po veličini sliče terestričkim plenetima. Kao i prva skupina satelita, oni se gibaju u ravnini Jupiterova ekvatora, a staze su im slabo izdužene. Ophodno vrijeme iznosi im od jednog do desetak dana. Period vrtnje sinhroniziran je s periodom obilaska, a to znači da uvijek jednom stranom gledaju prema Jupiteru. Najveći među njima i ujedno najveći Jupiterov satelit je Ganimed. Gustoća tih satelita opada po redu udaljenosti. To se svojstvo ne protivi predodžbi da su svi oni stvoreni u okolini Jupitera i s njime istodobno. Pred sobom imamo Sunčev sustav u malom. Krajolici galilejanskih satelita iznenađujući su. Sudeći po prosječnoj gustoći, Io i Europa pretežno su izgrađeni od silikata, a Ganimed i Kalisto od jednakih dijelova silikata i vode.

Ija ili Io

Glavni članak: Ija (mjesec)

Io ima najsnažnije vulkansko djelovanje od svih tijela Sunčeva sustava. Po veličini i gustoći nalik je Mjesecu. Prekriven je slojevima crvenonarančaste boje, sa svijetliježućkastim i bijelim površinama, te tamnim mrljama. Čitava je površina proizvod vulkanske djelatnosti. Pritom je ekvatorsko područje aktivnije. Osim vulkana ima i planina, visokih do 10 km. Postoje mnogobrojni rasjedi i pukotine, duge nekoliko stotina kilometara. Tipičan vulkanski oblik je kaldera. Jedna polutka sadrži stotinjak kaldera mjera većih od 20 km. Najveće imaju i 250 km. Čitavih 5% površine prekrivaju kaldere. One su obično zagaravljene, crnosmeđe i blagih padina, a oko njih se šire velovi i rijeke skrutnute lave, u raznim nijansama žutocrvenog. U vrijeme erupcije, lava s plinovitim oblakom izbija s brzinom od 500 do 1 000 m/s i diže se uvis 70 do 300 km.

Boje tla dadu se rastumačiti sumporom i sumporovim dioksidom. Vrlo rijetka atmosfera sastoji se od sumporovog dioksida. Vodena para nije uočena. Kako je voda jedan od glavnih sastojaka vulkanizma na Zemlji, nedostatak vodene pare na Io znak je da je unutrašnjost dehidrirana. Talište sumpora nalazi se na temperaturi od 385 K (112 °C). U toku erupcije sumpor se hladi i pokriva tlo, a pri naglom hlađenju poprima razne nijanse. Velike bijele površine vjerovatno su snijeg ili mraz od sumpora ili sumporovog dioksida. Vulkanizam je uvjetovan rastaljenom unutrašnjosti. Izvor topline mogle bi biti plime (plimna sila). Iako je Io Jupiteru blizu kao i naš Mjesec Zemlji, zbog mnogo puta veće Jupiterove mase, plime su razmjerno veće. Energija se prenosi na tijelo satelita trenjem plimnog vala, no ako je vrtnja sinhronizirana, plimni val je stojni. Tada se energija dobiva jedino ako se jakost plime mijenja, pa se nebesko tijelo steže i rasteže. Premda je staza Io slabo izdužena, poremećenja do kojih dolazi posebno zbog utjecaja Europe dovode do ritmičkog mijenjanja udaljenosti do Jupitera, pa se i plimni val ritmički diže i spušta. Tim bi mehanizmom Io bio u središtu rastaljen još od vremena nastanka. Druga je mogućnost da se Io zagrijava jakim električnim strujama koje teku u Jupiterovoj magnetosferi. Zagrijavanje satelita ma kojim od mehanizama u dugim je geološkim razdobljima trebalo dovesti do razdvajanja kemijskih sastojaka po dubini. Lako hlapljivi sastojci, poput vode, napustili su planet, a obilni sumpor izdigao se iz unutrašnjosti do površinskih slojeva debljine od nekoliko kilometara.

Zbog vulkanske erozije današnji reljef kore nije stariji od 10 do 100 milijuna godina, nema stoga vidnog ni jednog meteoritskog kratera. Vulkanska aktivnost praćena je izdvajanjem topline. Pojedini dijelovi površine imaju temperaturu od 500 K. U infracrvenom području, Io zrači oko 2 W/m², što se dade usporediti s najaktivnijim geotermalnim predjelima, s tom bitnom razlikom što je ovdje snaga zračenja raspoređena po čitavu globusu satelita.

Europa

Glavni članak: Europa (mjesec)

Europa je posve prekrivena ledom i mnogo je sjajnija od Mjeseca, od kojega je i nešto manja. Ledenu površinu šaraju izlomljene sivkaste pruge, duge više tisuća kilometara, široke stotinu kilometara. Inače površina ne pokazuje nikakve osobite visinske razlike. Sivkaste pruge nisu pukotine u kori već, vjerojatnije, ponovno zaleđeni razmak među ledenim santama. U području sumračnice uočeni su hrptovi visine nekoliko stotina metara. Zavojiti su, široki do deset, a dugi više od stotinu kilometara. Dio površine poprskan je tamnim mrljama, koje se pri većem povećanju razlučuju u udubine i izbočine. Nađeno je nekoliko udarnih kratera, promjera oko 20 km. Površina Europe zapravo je ledena santa premale čvrstoće da sačuva kratere i sama je stalno podvrgnuta promjenama. Zato je i razmjerno mlađa, možda oko sto milijuna godina.

Ganimed

Glavni članak: Ganimed (mjesec)

Ganimed ima površinu geološki veoma raznoliku. Starija je površina tamnija, mlađa svijetlija. Trećinu polutke okrenute od Jupitera zauzima tamni oval. Predjel Galileja (lat. Regio Galileo), dugačak je oko 4 000 km. U reljefu se vide mnogobrojni udarni krateri, s bijelim zrakama i bez njih; one prestavljaju led izbačen iz kore (rastopljen i ponovo zaleđen). Nema mnogo velikih kratera. Svojstveni dijelovi reljefa su trakasti sistemi usporednih planina, koji znadu teći jedan preko drugoga kao da su češljani. Trake su duge više stotina kilometara, uže od 100 km, a sadrže desetak usporednih planina. Ima terena nevjerojatno izmiješanih oblika. Zapažaju se i pomaci velikih površinskih ploča, klizanja i razmicanja, nastala pucanjem i širenjem kore.

Kalista

Glavni članak: Kalista (mjesec)

Kalista je tijelo Sunčeva sustava s najvećom gustoćom kratera. Prekrivaju se tako da između njih nema zaravni. Najtamniji je od svih galilejanskih satelita, i s malo kontrasta. Reljef je veoma gladak, što znači da u kori s vremenom dolazi do zaravnjavanja udarnih deformacija. Njegova kora mora teći kao što na Zemlji teku ledenjaci, spuštajući se u doline. Krater se akumulirao preko kratera i postupno tonuo u dubinu, ili je bio preliven svježim ledom. Ne vide se krateri veći od 150 km. Nema planina, što također govori o slaboj nosivosti kore. Najveća značajna pojava je Valhalla, sistem koncentričnih krugova s polumjerom od 1 500 km, nastao padom velikog tijela. Tijelo je probilo ledenu koru i rastalilo je, a ona se ponovo ukrutila u vidu kružnih valova na vodi.

Grupa Temisto

Temisto je mali Jupiterov satelit između putanja Kalista i Lede, otkriven je 30. rujna 1975., ali mu se zagubio trag sve do 2000. godine kada je ponovno pronađen. Zbog toga je ovaj satelit do listopada 2002. imao dva privremena imena: S/1975 J 1 i S/2000 J 1.Temisto je prvi satelit izvan orbita 8 najbližih satelita (4 unutrašnja + 4 velika galilejanska). Temisto se giba progradno (ili direktno, to jest u smjeru Jupiterove rotacije). Temisto je jedini član grupe Temisto čiji su članovi progradni nepravilni sateliti. Srednji promjer mu iznosi tek oko 8 km.

Grupa Himalija

Glavni članak: Grupa Himalia

Himalija, Leda, Liziteja, Elara i S/2000 J 11 iz te skupine imaju staze veoma izdužene i nalaze se u ravnini za 30° nagnutoj prema Jupiterovu ekvatoru, a svi su gotovo u jednoj ravnini. Srednje udaljenosti malo im se razlikuju, pa im se mnogo ne razlikuje ni ophodno vrijeme.

Grupa Ananka

Glavni članak: Grupa Ananke

Grupa Ananka je grupa Jupiterovih prirodnih satelita sa sličnim parametrima orbite. Ova grupa spada među Jupiterove retrogradne nepravilne satelite. Oni su znatno izduđenih staza, no bitna im je karakteristika retrogradno kretanje. Maleni su i nepravilna oblika. Grupa ima između 7 i 16 članova, ovisno o tome koliko strogo shvaćamo definiciju grupe. Poznati članovi uže grupe, redom od većih prema manjim, su: Ananka (najveći satelit, po njemu se zove grupa), Praksidika, Jokasta, Harpalika, Tiona, Euanta, Euporija. Dodatnih 9 rubnih članova grupe su: S/2003 J 16, Mnema, S/2003 J 3, S/2003 J 18, Ortozija, Telksinoa, Hermipa, Helika, S/2003 J 15.

Grupa Karma

Glavni članak: Grupa Carme

Grupa Karma je grupa Jupiterovih prirodnih satelita sa sličnim parametrima staze. Samo jedan satelit izlazi iz okvira grupe i ima ekscentricitet izvan (0,4295) raspona i to od 0,23 do 0,27. Ova grupa spada među Jupiterove retrogradne nepravilne satelite. Grupa ima 17 članova. Redom od Jupitera prema vani, to su: S/2003 J 17, S/2003 J 10, Pasiteja, Haldena, Arha, Izonoa, Erinoma, Kala, Aitne, Tajgeta, S/2003 J 9, Karma (najveći satelit, po njemu se zove grupa), S/2003 J 5, S/2003 J 19, Kalika, Eukelada i Kalihora.

Grupa Karpo

Grupa Karpo ima samo satelit Karpo (također Jupiter XLVI). Progradni nepravilni satelit s oko 3 kilometra u promjeru i ophodnim vremenom od 458,625 dana.

Grupa Pasifaja

Glavni članak: Grupa Pasiphae

Grupa Pasifaja je grupa Jupiterovih prirodnih satelita sa sličnim parametrima putanje. Ova grupa spada među Jupiterove retrogradne nepravilne satelite. Za razliku od preostale dvije retrogradne grupe Jupiterovih nepravilnih satelita (grupa Ananka i grupa Karma), ova je grupa vrlo raspršena po inklinaciji, što se tumači velikom staroću grupe koje se od vremena svojeg nastanka postepeno raspršila. Grupa ima 13 članova. Redom od Jupitera prema vani, to su: Euridoma, S/2003 J 23, Hegemona, Pasifaja (najveći satelit, po njemu se zove grupa), Sponda, Kilena, Megaclite, S/2003 J 4, Kaliroa, Sinopa, Autonoa, Aeda i Kora.

Historija istraživanja

Galileo Galilej pomoću teleskopa otkriva 4 prirodna satelita koji su prozvani: Io, Europa, Ganimed i Kalista. Ovu grupu priodnih satelita nazivamo galilejanskim satelitima.

Zbog svoje vidljivosti golom oku na noćnom nebu Jupiter je bio poznat u antičkim vremenima. Godine 1610. Galileo Galilej pomoću teleskopa otkriva 4 prirodna satelita koji su prozvani: Io, Europa, Ganimed i Kalista. Ovu grupu priodnih satelita nazivamo galilejanskim satelitima. Galileo je na Saturnu našao izrasline u obliku ušiju. Smatrao je da je to trojno tijelo. Da je to zapravo prsten, ustanovio je 1665. Christiaan Huygens koji je te godine otkrio i najveći Saturnov prirodni satelit, Titan. Ole Rømer je 1675. iskoristio pomrčine Jupiterovih satelita da ocijeni brzinu svjetlosti. Giovanni Domenico Cassini je u razdoblju od 1671. do 1684. otkrio 4 dalja Saturnova satelita i pukotinu unutar prstena (Cassinijeva pukotina). Viđao je i pjege na Jupiteru, te njegovu spljoštenost. Isaac Newton je spljoštenost rastumačio vrtnjom. Zatim je William Herschel 1781. otkrio Uran kao nebesko tijelo 6. prividne veličine. Uran je i prije bio viđen jer je u dometu vidljivosti oka. Herschel je 1787. otkrio Uranove satelite Titaniju i Oberona, a 1789. Saturnove satelite Mimas i Enkelad, te je odredio Saturnov period vrtnje.

Do otkrića Neptuna dolazi 1846. (Urbain Le Verrier i Johann Gottfried Galle), a u razmaku od dvije sedmice nađen je njegov pratilac Triton. Jedan točan položaj Neptuna iz 1612. pronađen je i u zapisima Galileia. James Clerk Maxwell je 1858. ustvrdio da je Saturnov prsten sastavljen od djelića (segmenata) meteorskog materijala, a J. Keller je to 1895. spektroskopski i dokazao. Pažnju astronoma zaokupljale su površine planeta od sedamdesetih godina 19. stoljeća. Izučavala se struktura Jupiterovih pruga, a 1878. obratila se pažnja na Veliku crvenu pjegu, iako je ona zapažena već od 1664. (Robert Hooke i Giovanni Domenico Cassini). Bljedunjave pruge nađene su još na Saturnu. Tridesetih godina 20. stoljeća spektroskopski je ustanovljeno prisustvo metana na svim velikim planetima, a amonijak je nađen samo na Jupiteru. Oko 1960. spektrom je dokazano i prisustvo vodika.

Sa Zemlje je do sada poslano 7 svemirskih letjelica, koje su bile uspješne u svom cilju. Prva letjelica koja je uspjela stići do Jupitera bila je međuplanetarna sonda Pioneer 10, koja se 4. prosinca 1973. približila Jupiteru na 130 000 km. Točno godinu dana kasnije približio mu se na 43 000 km Pioneer 11. Poslala je prve slike niske rezolucije. Pioneer 10 je također vratila i telemetrijske podatke o magnetosferi i atmosferi Jupitera. Letjelice Voyager (Voyager 1 i Voyager 2) opremljene boljim kamerama i mjernim instrumentima nego letjelice tipa Pioneer. Voyager 1 je prišao Jupiteru 5. ožujka 1979. na daljinu od 278 000 km, snimajući još satelite Io, Ganimed i Kalista. Voyager 2 je obletio Jupiter 9. srpnja 1979. snimajući usto sve galilejanske satelite. poslale su na Zemlju 1979. slike i telemetrijske podatke, što je pridonijelo proširenju znanja o planetu Jupiter, otkrivši slijedeće:

orbitalne prstene koje opasuju planet slične onima oko Saturna, ali manje izražene
nove satelite koje nisu bile opaženi prije, na primjer grupu satelita u porodici Amaltea koji su u niskoj orbiti iznad Jupitera i koji imaju promjer manji od 200km

Ekspedicije svemirskih letjelica čine prekretnicu u izučavanju divovskih planeta i njihovih satelita. 4. ožujka 1979. otkriven je Jupiterov prsten. Saturn je primio posjet Pioneera 11. rujna 1979., Voyagera 1 u studenom 1980., a Voyagera 2 u kolovozu 1981. Voyagera 2 je u siječnju 1986., osam godina nakon lansiranja, stigao u najveću blizinu Urana, a 1989. i do Neptuna. Plin helij je na Jupiteru spektroskopski dokazan iz Pioneera 10. Na temelju opažanja u optičkom i radio valnom području, i sa Zemlje i s letjelica, te izravnim mjerenjima iz letjelica može se veoma sigurno govoriti o građi tijela koje pripadaju Jupiterovoj skupini planeta.

Međuplanetarne sonde
Država	Ime sonde	Datum lansiranja	Datum dolaska	Kraj misije (za Jupiter)	Opaska
	Pioneer 10	3. ožujka 1972.	prosinac 1973.		Prelet pokraj Jupitera. Prve slike, podaci o magnetosferi.
	Pioneer 11	6. travnja 1973.	prosinac 1974.		Prelet pokraj Jupitera. Slike, podaci o magentosferi.
	Voyager 1	5. rujna 1977	ožujak 1979.		Otkrio planetarne prstenove i nove satelite.
	Voyager 2	20. kolovoza 1977	lipanj 1979.		Slike galilejanskih satelita i atmosfere.
	Galileo	18. listopada 1989.	7. prosinca 1995.	21. rujna 2003.	Spustio sondu u Jupiterovu atmosferu. Velik broj slika Jupitera i satelita,
	Cassini	15. listopada 1997	30. prosinca 2000.		Prelet pokraj Jupitera na putu za Saturn.
	New Horizons	19. siječnja 2006.	28. veljače 2007.		Prelet pokraj Jupitera na putu za Pluton.

Planet Jupiter u romanima i filmovima

U filmu 2001: Odiseja u svemiru iz 1968. Stanley Kubricka, Jupiter je središte radnje, dok u nastavku u filmu Odiseja 2010 (2010: Odyssey Two) (1984) Jupiter se pretvara u zvijezdu s pomoću fiktivne tehnologije koja uspjeva povećati gustoću jezgre Jupitera.

Izvori

↑ Jupiter, [1] "Hrvatska enciklopedija", Leksikografski zavod Miroslav Krleža, www.enciklopedija.hr, 2014.
↑ Danicza Zagrebechka, ili Dnèvnik za prözto leto 1834, Vu Zágrebu, pritizkana vu Ferencza Suppan Szlovarniczi: str. 8.
↑ Vladis Vujnović : "Astronomija", Školska knjiga, 1989.