Yupiter (planet)
Bu adın digər istifadə formaları üçün bax: Yupiter.

Yupiter — Günəş sistemində Günəşdən məsafəsinə görə beşinci, böyüklüyünə görə birinci planet. Yupiter Günəşin kütləsinin mində birinə bərabər olsa da, digər planetlərin cəmi kütləsindən 2,5 dəfə çox kütləyə malik qaz nəhəngidir. Yupiter qədim dövrlərdən etibarən astronomlara məlumdur. Adının mənşəyi Roma mifologiyasında baş tanrı hesab olunan Yupiterdən qaynaqlanır. Yupiter Yerdə kölgə yarada biləcək qədər parlaq işığa sahibdir. Gecə səmasında Ay və Veneradan sonra parlaqlığına görə üçüncü təbii səma cismidir.

Yupiter ♃
2019-cu ildə çəkilmiş olduğu rəngləri ilə görünüşü
Təyinlər
Şərəfinə adlandırılıb
 Yupiter (mifologiya)
Orbital xarakteristikası
Afelisi 816,62 milyon km
5,4588 AV
Perigelisi 740,52 milyon km
4,9501 AV
Periapsidi 4,950429 ± 0 astronomik vahid, 740.679.835 km
Apoapsidi 5,458104 ± 0 astronomik vahid, 816.001.807 km
Böyük yarımoxu
 778,57 milyon km.
5,2044 AV
Orbitinin ekssentrisiteti 0,0489
Siderik fırlanma dövrü
 11,862 il
Sinodik fırlanma dövrü
 398,88 gün
Orbital sürəti
 13,07 km/s
Orta anomaliyası 20,020°
Əyilməsi 1,304 ± 0,001 °
Qalxan milinin uzunluğu
 1,753601 radian
Perisentr arqumenti
 4,8 radian
Nəyin peykidir Günəş
Kəşf edilmiş peykləri bilinən 79 peyk
Özünə xas
0,04839266 ± 0
Fiziki xarakteristikaları
Orta radiusu
 69,911 km
Ekvator radiusu
 71,492 km
Qütb radiusu
 66,854 km
Qütb sıxılması 0,06487
Səthinin sahəsi
 6,1419×1010 km2 (121,9 x Yer)
Həcmi 1,4313×1015 km3 (1,321 x Yer)
Kütləsi 1,8982×1027 kq (317,8 x Yer)
Orta sıxlığı
 1,326 kq/m3
24,79 m/s2
0,2756±0,0006
İkinci kosmik sürəti
 59,5 km/s
58,646 gün
9,925 saat
Ekvatorial fırlanma sürəti
 12,6 km/s
Oxunun maililiyi
 3,13°
Şimal qütbünün meyllənməsi
 +64° 29′ 0″
Albedo 0,503
Səth temp. min orta maks
Selsi -108 °C
−1,6, −2,94
Atmosfer
20–200 kPa; 70 kPa
Atmosfer tərkibi Hidrogen 89% ± 2,0%
Helium 10% ± 2,0%
Metan 0,3%±0,1%
Ammonyak 0,026%±0,004%
Etan 0,0006%±0,0002%,
Su 0,0004%±0,0004%

Yupiter əsasən Hidrogendən təşkil olunsa da, kütləsinin dörddə birini Helium təşkil edir. Yupiter digər qaz nəhəngləri kimi qayalıq səthə malik deyildir, ancaq bərk maddələrdən təşkil olunmuş nüvəyə malik olması ehtimal olunur. Öz oxu ətrafında sürətlə dövr etməsi səbəbindən planet qütblərdən basıq, ekvatordan qabarıqdır. Planetin xarici atmosferi müşahidəsi mümkün olacaq şəkildə zolaqlara ayrılmış tərkib hissələrindən ibarətdir və bu bölmələrin kəsişmə sərhədlərində qasırğalar müşahidə olunur. Buna nümunə olaraq XVII əsrdən etibarən teleskop tərəfindən müşahidə olunan Böyük qırmızı ləkəni göstərə bilərik. Yupiter onu əhatə edən zəif halqa və güclü maqnitosferə malikdir. Yupiterin məlum olan 79 peyki vardır ki, bunlardan Qalileo peykləri olaraq adlandırılan dördü 1610-cu ildə Qalileo Qaliley tərəfindən kəşf edilmişdir. Qalileo peykləri arasında ən böyüyü olan Qanimed ölçüsünə görə Merkuri planetindən daha böyükdür.

Yupiter dəfələrlə kosmik cihazlar tərəfindən müşahidə olunmuşdur. Bunlardan Pioner və Voyacer yaxın uçuş missiyalarını, həmçinin Qalileo və orbit missiyalarını xüsusilə qeyd etmək olar. 2007-ci ildə Yeni üfüqlər missiyası Plutona gedən yolda sürətini artırmaq və yolunu düzəltmək üçün Yupiterin cazibə qüvvəsindən istifadə etmiş və bu zaman bir daha planeti yaxından müşahidə etmək fürsəti yaranmışdır. Yupiterə göndərilmiş sonuncu missiya olan Yuno planetin orbitinə 4 iyul 2016-cı ildə daxil olmuşdur. Gələcəkdə Yupiterə buzla örtülmüş maye okeana sahib olan peyki Avropanı müşahidə etmək üçün yeni missiyanın təşkil olunması nəzərdə tutulub.

Formalaşması və yerdəyişmə

Yupiterin Habbl teleskopu tərəfindən çəkilmiş təsviri.

Astronomlar indiyə qədər 500-dək çoxplanetli ulduz sistemi kəşf ediblər. Bu sistemlərdə olan planetlərin əksəriyyəti olaraq qruplaşdırılan Yerdən bir neçə dəfə daha böyük olan planetlər və ya ulduzuna Merkuri məsafəsində yaxın olan Yupiter ölçülü qaz nəhəngləridir. Yer və ona yaxın olan planetlərin Super Yer ölçüsündəki planetlərlə toqquşub onları məhv etdikdən sonrakı prosesdə formalaşdığı ehtimal olunur. Böyük meyilləndirmə nəzəriyyəsinə görə, Yupiterin Günəş sisteminin daxili hissələrinə yaxın orbitdə olması səbəbindən bir sıra planetlərə cazibə və itələmə təsiri göstərmiş və toqquşmalara səbəb olmuşdur.Lund Universitetinin tədqiqatçılarının araşdırmalarına görə Yupiterin yerdəyişməsinin səmavi cismin buz asteroidi olaraq formalaşmasından 2–3 milyon il sonra başlamış və 700 min il ərzində davam etmişdir. Yupiterin Günəş sisteminin daxili hissələrinə yaxın orbitdə hərəkəti getdikcə çətinləşdiyi üçün planetin orbiti tədricən spiral şəklində Günəşdən uzaqlaşmışdır. Buna Günəş sisteminin xarici hissələrində yerləşən iri həcmli qaz kütlələrinin cazibə qüvvəsinin səbəb olduğu düşünülür. Yupiterin Günəş sisteminin xarici hissələrinə hərəkəti nəticəsində daxili Günəş sistemində Yer tipli qayalıq planetlərin formalaşmasına imkan yaranmışdır.

Fiziki xüsusiyyətləri

Yupiter əsasən qaz və maye şəklində olan maddələrdən təşkil olunmuşdur. Planet ölçüsünə görə Günəş sistemində birinci yerdədir. Yupiterin ekvatorial diametri 142,984 km-ə bərabərdir. Sahib olduğu 1,326 q/sm3 sıxlığı ilə planet qaz nəhəngləri arasında ikinci yerdə olsa da, qayalıq tipli daxili planetlərdən geri qalır.

Tərkibi

Yupiterin üst atmosferini təşkil edən qaz molekullarının təqribən 88–92%-i Hidrogen, 8–12%-i isə Heliumdan təşkil olunmuşdur. Helium atomları kütlə olaraq Hidrogen atomlarından dörd dəfə daha ağır olduğu üçün üst atmosferi təşkil edən qazların kütlə nisbəti müqayisə olunduğu zaman bu faiz dəyişir. Bu kütlə nisbəti ilə götürdüyümüz zaman Yupiterin üst atmosferinin 75%-i Hidrogen, 24%-i Helium, qalan hissəsini isə digər elementlər təşkil edir. Atmosferdə az miqdarda paya sahib olan elementlərə Metan, Su buxarı, Ammonyak və Silisium tərkibli elementləri qeyd etmək olar. Bunlarla yanaşı, Karbon, Etan, , Neon, Oksigen, və Kükürd izinə də rast gəlinmişdir. Atmosferin ən xarici təbəqəsində donmuş ammonyak kristalları vardır. Üst atmosferin daha aşağı təbəqələri kütləcə ağır olan Hidrogen (71%), Helium (24%) və digər elementlərdən (5%) təşkil olunmuşdur.İnfraqırmızı və ultrabənövşəyi müşahidələr nəticəsində çox az miqdarda Benzol və Karbohidrogen izləri də tapılmışdır.

Atmosferdəki Hidrogen və Heliumun nisbəti Günəş sisteminin ilkin formalaşması dövründəki nebulanın tərkibi ilə bağlı nəzəriyyədəki göstəriciyə yaxındır. Eyni zamanda, üst atmosfetdəki Neonun miqdarı da Günəşdə olduğu kimi kütləsinə görə hər milyonda 20 nisbətində göstəriciyə sahibdir. Üst atmosferdə Heliumun miqdarı Günəşdəki ilə müqayisədə 80% nisbətində daha azdır ki, bu da elementin planetin daxili hissələrinə çəkilməsi ilə bağlıdır.

Spektroskopiya müşahidəsinə əsaslanaraq Yupiter və Saturnun oxşar tərkibə sahib olduğu müəyyən olunmuşdur. Buna baxmayaraq, digər nəhəng planetlər olan Uran və Neptun tərkibcə daha çox buza sahib olduğu üçün olaraq da təsnif olunur.

Kütlə və Ölçüsü

 
Günəş, Yupiter, Yer və Ayın ölçülərinin müqayisəli təsviri

Yupiterin kütləsi Günəş sistemindəki digər planetlərin cəmi kütləsindən 2,5 dəfə daha çoxdur. Yupiter Yerdən çox böyükdür, ancaq sıxlığına görə Yerdən geri qalır. Planet həcminə görə Yerdən 1321 dəfə, kütləsinə görə isə 318 dəfə daha böyükdür. Yupiterin radiusu Günəşin radiusunun onda birinə, kütləsi isə mində birinə bərabərdir. Bu göstəricilərə görə planetin sıxlığı Günəşin sıxlığına yaxındır. Bir (Mj və MJup) astronomiyada etalon olaraq qəbul olunmuşdur. Bu göstərici ekzoplanetlərin və kütləsini ifadə etməkdə istifadə olunur. Buna örnək olaraq ekzoplaneti 0,69 Mj, qəhvəyi cırtdanı isə 12,8 Mj kütləyə sahibdir.

Nəzəri modellər göstərir ki, Yupiterin kütləsi daha çox olsa idi planetin həcmi daha az olardı. Bu kütlə 1,6 Mj olacağı halda planet daha yüksək sıxlıq və daha kiçik həcmə sahib olacaqdır ki, bu da Yupiterin tərkib hissələrini təşkil edən elementlərin daha yüksək təzyiqlə üzləşməsinə səbəb olacaqdı. Nəzəri modellər göstərir ki, Yupiter formalaşma ərəfəsində keçmiş olduğu təkamül yolu ilə çata biləcəyi ən yüksək həcm və kütlə balansına nail olmuşdur. Kütlənin artması nəticəsində həcmin kiçilməsi qəhvəyi cırtdanlarda olduğu kimi təqribən 50 Mj kütləyə qədər davam edəcək. Bu kütlənin daha üzərində göstəricidə yaranan sıxlıq termonüvə reaksiyasının başlamasına kifayət edir ki, nəticədə formalaşan səma cismi ulduz olaraq təsnif olunur.

Yupiterin termonüvə reaksiyası başlatmaq üçün 75 dəfə artıq kütləyə ehtiyacı olsa da ən kiçik ölçülü ulduz radiusuna görə planetdən cəmi 30% daha böyükdür. Buna baxmayaraq, Yupiter Günəşdən qəbul etdiyindən daha artıq istilik yayır. Planetin daxilində ortaya çıxan istiliyin miqdarı Günəşdən daxil olan ümumi radiasiyanın miqdarına yaxındır. Yaranan bu istilik görə sıxılma nəticəsində ortaya çıxır. Bu sıxılma nəticəsində Yupiter hər il təqribən 2 sm kiçilir. Formalaşmasının ilkin dövrlərində Yupiterin istiliyi daha yüksək, radiusu isə 2 dəfə daha çox idi.

Daxili quruluşu

Yupiterin sıxlaşmış Heliumla əhatələnmiş metal Hidrogendən ibarət qatı daxili nüvəyə malik olduğu düşünülür. Planetin qaz nəhəngi olması və aşağı sıxlığı nüvənin tərkibi ilə bağlı qeyri-müəyyənliklərin qalmasına səbəb olur. Yupiterin daxili quruluşu ilə bağlı modellərdə tez-tez nüvənin bərk maddələrdən təşkil olunduğu qeyd olunsa da, maddələrin yüksək temperatur və təzyiq altında hansı formada olması ilə bağlı dəqiq təsəvvür yoxdur. Planetin nüvəyə sahib olması ilə bağlı 1997-ci ildə aparılan qravitasiya əsaslı müşahidələrə görə, planetin ümumi kütləsinin 4–14%-i qədərində, yəni Yerin kütləsindən 12–45 dəfə daha ağır olan nüvəyə sahib olduğu ehtimal olunur. Yaranan bu istilik görə sıxılma nəticəsində ortaya çıxır. Bu sıxılma nəticəsində Yupiter hər il təqribən 2 sm kiçilir. Planetlərin formalaşma modellərinə görə, Günəş sistemi ilkin nebula vəziyyətində olarkən Yupiter Hidrogen və Helium qazlarını öz cazibəsi ilə toplayacaq qədər iri qayalıq və ya buzdan təşkil olunmuş nüvəyə sahib olmalı idi. Planetin ilk vaxtlarda belə bir nüvəyə sahib olduğunu qəbul etsək, sonralar yüksək temperatur və təzyiq altında ərimiş metal xüsusiyyətləri sərgiləyən Hidrogenin nüvəyə qarışması ehtimalı vardır. Yupiterin bir nüvəyə sahib olması hələ də dəqiq deyil, çünki qravitasiya əsaslı ölçmələr qeyd olunan ehtimalları təsdiqləmək üçün yetərli deyildir.

 
Yupiterin NASA-nın infraqırmızı teleskopu vasitəsi ilə çəkilmiş dörd şəkildən ibarət animasiyası.
16 may 2015

Yupiterin daxili quruluşu ilə bağlı modellərdə qeyri-müəyyənliyin səbəbi planetin qravitasiya momenti, ekvator radiusu və 1 bar təzyiq dərinliyindəki istilik göstəricilərindəki xəta payının olmasıdır. əldə olunan göstəricilər bu modellərin təkmilləşdirilməsinə imkan yaradır.

Yupiterin nüvəsinin planetin radiusunun təqribən 78%-ni təşkil edən Metallik hidrogenlə əhatələndiyi güman olunur.Helium və Neon damlaları bu təbəqə boyunca aşağı qatlara doğru çökür ki, bu da öz növbəsində bu maddələrin atmosferin yuxarı qatlarındakı miqdarının azalmasına səbəb olur. Bununla yanaşı, Yupiter, eləcə də buz nəhəngləri olan Uran və Neptunda daxili qatlarda almaz yağışlarının olması müşahidə olunmuşdur.

Metallik hidrogen daxili atmosferi təşkil edən şəffaf Hidrogen qatı ilə əhatələnmişdir. Bu dərinlikdə temperatur −240.21 °C, təzyiq isə kritik nöqtə olan 1,2858 MPa göstəricisinin üzərindədir. Bu kritik göstəricilər daxilində Hidrogen müəyyən bir formaya sahib deyildir və qazla maye forması arası axıcılıqda olduğu güman olunur. Təqribən 1000 km qalınlığı olan bu qatın üst təbəqələrinin qaz, daha aşağı təbəqələrinin isə maye axıcılığında olmasını qəbul etmək daha doğrudur. Bu forma dəyişikliyinin konkret bir sərhəddi yoxdur və qaz daha aşağı qatlara doğru endikcə təzyiq və istiliyin təsirindən mayeləşir.

görə Yupiterin daxilinə endikcə təzyiq və temperatur artır. 1 MPa təzyiq göstəricisində temperatur 67 °C-yə bərabərdir. Hidrogenin isidilmiş metal xüsusiyyətləri sərgilədiyi təzyiqin 200 GPa, istiliyin isə 9700 °C olduğu hesablanmışdır. Nüvə sərhəddində temperaturun 35700 °C, təzyiqin isə 3000–4500 GPa olduğu təxmin olunur.

Atmosferi

Yupiter Günəş sistemində ən böyük planetar atmosferə sahibdir və qalınlığı 5000 kilometrə çatır. Yupiter səthə malik olmadığı üçün atmosfetin alt qatı təzyiqin 100 kPa göstəriciyə bərabər olduğu sərhəd hesab olunur.

Bulud qatları

 
Yupiterin buluq zolaqlarının hərəkəti.
 
Yupiterin cənub qütbündə müşahidə olunan qasırğalar.

Yupiter Ammonyak kristalları və təşkil olunduğu ehtimal olunan bulud qatı ilə örtülüdür. Buludlar troposfer qatında yerləşir və planetin tropik enlikləri boyunca sıralanmışdır. Bu sıralar açıq və daha tünd rənglərə sahib olan hissələrə bölünmüşdür. Bir-birinə zidd olan bu dövrlər səbəbindən kəsişmələrin sərhəddində burulğan və qasırğalar müşahidə olunur. Bu sərhədlərdə küləyin sürəti 360 km/saata çatmaqdadır. Zolaqların genişliyi, sıxlığı və rəngi illər boyunca dəyişsə də alimlər tərəfindən onlara ümumi təsnifatın verilməsi mümkün olmuşdur.

 
Yupiterin bulud qatının Yuno tərəfindən çəkilmiş təsviri.
dekabr 2017

Bulud qatının qalınlığı təqribən 50 kilometrə çatır və iki hissəyə ayrılır: daha qalın olan olan əsas hissə və aydınlıq olan üst hissə. Bununla yanaşı, Ammonyak qatının altında sudan təşkil olunmuş kiçik qatın da olması ehtimal olunur. Sudan təşkil olunmuş buludların olması ideyasını Yupiterin atmosferində ildırımların çaxması dəstəkləyir. Bu elektrik boşalmaları Yerdəkilərlə müqayisədə min dəfə daha güclüdür.Su tərkibli buludların daxildən yüksələn istiliklə reaksiyaya girərək Yerdəki qasırğalara oxşar qasırğaların yaranmasına səbəb olduğu düşünülür.

Yupiterin buludlarındakı narıncı və qəhvəyi rənglər daxildən yüksələn maddələrin Günəşin ultrabənövşəyi şüaları ilə reaksiyaya girməsi nəticəsində ortaya çıxır. Bu maddələrin tərkibini dəqiq müəyyən etmək mümkün olmasa da, Kükürd, Fosfor və Karbohidrogenlərdən təşkil olunduğu ehtimal olunur. Xronmoformlar olaraq tanınan bu rəngli hissələr daha isti və alçaqda yerləşən buludlarla qarışır. Bu bölgədən yüksələn istilik nəticəsində kristallaşan Ammonyak alçaqda yerləşən bulud qatının görünməsinə əngəl törədir.

Yupiterin bucağının meyilliyi az olduğu üçün planetin qütblərinə ekvatoruna nəzərən daha az Günəş işığı düşür. Buna baxmayaraq, planetin daxili hissələrindəki enerji axınları səbəbindən istilik qütblərə doğru yayılır və bu yolla temperatur balanslaşır.

Böyük qırmızı ləkə və digər qasırğalar

 
Yupiterin zolaqları və Böyük qırmızı ləkənin Voyacer 1 tərəfindən 32 gün ərzində çəkilmiş şəkillərin bir araya gətirilməsi nəticəsində ortaya çıxmış görünüşü.

Yupiterin ən diqqət çəkən xüsusiyyəti 22°Cənub enliyində olan, Yerdən daha böyük və antisiklon xüsusiyyətləri əks etdirən Böyük qırmızı ləkə adlanan qasırğaya sahib olmağıdır. Böyük qırmızı ləkənin ən geci 1831-ci il olmaqla, 1665-ci ildən astronomlara məlum olduğu ehtimal olunur. Qasırğa Yerdən 12 sm-dən daha böyük diafraqma sahib olan teleskoplardan müşahidə oluna biləcək qədər böyükdür. Oval formaya sahib olan qasırğa saat əqrəbinin əksi istiqamətində altı gün boyunca tam dövrə vurur. Qasırğa ən yüksək hündürlüyə qalxdığı hissəsində ətrafındakı buludlardan 8 kilometr daha yüksəklikdə yerləşir.

 
Böyük qırmızı ləkənin illər üzrə kiçilməsi.
15 may 2014

Böyük qırmızı ləkə Yeri öz sərhədləri daxilində yerləşdirə biləcək qədər böyükdür. Riyazi modellər qasırğanın sabit və planetin qalıcı xüsusiyyəti ola biləcəyini göstərir. Buna baxmayaraq, ləkə kəşf olunduğu dövrdən etibarən ölçüsü getdikcə azalır. 1800-cü illərdə aparılan müşahidələr zamanı ölçüsü təqribən 41000 km-ə bərabər idi. Voyacer proqramı zamanı əldə olunan görüntülərdə isə Böyük qırmızı ləkənin 23300 km uzunluq, 13000 kilometr enə sahib olduğu müşahidə olunmuşdur.Habbl teleskopu ilə 2005-ci ildə aparılan müşahidələrdə ləkənin ölçüsü 20950 km, 2009-cu ildə aparılan müşahidələrdə isə 17910 km-ə qədər kiçilmişdir. 2015-ci ildə aparılan müşahidələrdə Böyük qırmızı ləkənin ölçüsü 16500x10940 km olaraq ölçülmüşdür ki, bu da onun hər il orta hesabla 930 km kiçildiyini göstərir.

Bu kimi qasırğalar qaz nəhənglərinin burulğanlı atmosferində geniş yayılıb. Böyük qırmızı ləkədən əlavə planetin adsız oval qəhvəyi və ağ ləkələri də vardır. Ağ oval ləkələr planetin üst atmosferində yerləşən sərin bölgələrdə yaranmağa meyillidirlər. Qəhvəyi oval ləkələr daha ilıq temperatura sahibdir və planetin normal bulud təbəqəsində yerləşir. Bu tipli qasırğaların ömrü bir neçə saatdan yüz illərə qədər dəyişə bilir.

Voyacer proqramına qədər də ləkələrin qasırğa olması və planetin digər hissələrindən fərqli şəkildə və yavaş dönməsini sübut edən dəlillər vardı. 2000-ci ildə planetin cənub yarımkürəsində Böyük qırmızı ləkəyə bənzəyən, lakin daha kiçik atmosfer hadisəsi ortaya çıxdı. Bu qasırğa ilk dəfə 1938-ci ildə müşahidə olunan üç kiçik ağ oval qasırğanın birləşməsi nəticəsində yaranmışdı. Bu qasırğa Oval BA olaraq adlandırılsa da, Kiçik qırmızı ləkə olaraq da qeyd olunur.

2017-ci ilin aprel ayında astronomlar Yupiterin şimal qütbü yaxınlığında 24000x12000 km ölçülərində və onu əhatə edən maddələrdən 200 °C daha soyuq olan Böyük soyuq ləkə kəşf etdiklərini elan etdi. Planetin bu atmosfer xüsusiyyəti Çilidə yerləşən VLT tərəfindən müşahidə olunmuş, daha sonra isə tədqiqatçılar yeni tapıntını NASA-nın İnfraqırmızı teleskopunun 1995–2000-ci illərdə çəkmiş olduğu arxivi ilə müqayisə etmişdir. Müqayisə nəticəsində 15 il ərzində ləkənin ölçü, forma və sıxlığını dəyişdirdiyi, lakin atmosferdəki mövqeyini qoruduğu məlum olmuşdur. Tədqiqatçılar ləkənin Böyük qırmızı ləkə kimi nəhəng qasırğa olduğuna inanır. Bununla yanaşı, qasırğalar Yerin termosferindəki qasırğalar kimi yarıdayanıqlı görünürlər. İo peykində ortaya çıxan yüklü zərrəciklər və planetin güclü maqnit sahəsi arasındakı qarşılıqlı təsirin istiliyin axımını yönləndirməsi nəticəsində ləkənin meydana çıxdığı düşünülür.

Maqnitosfer

 
Yupiterin maqnitosfer halqası, şimal və cənub qütb parıltılarının animasiyalı təsviri.
 
Yupiterin qütb parıltısının Habbl teleskopundan çəkilmiş görünüşü.

Yupiterin maqnit sahəsi planetin ekvator hissəsində 4,2 gauss, qütb hissələrində isə 10–14 gauss göstəricisinə bərabər gücə sahibdir ki, bu da onu Yerin maqnit sahəsindən 14 dəfə daha güclü edir. Yupiterin qütblərindəki maqnit sahəsinin gücü Günəş sistemində müşahidə olunan maqnit sahəsi gücündən sonra ən güclü ikinci göstəriciyə sahibdir. Maqnit sahəsinin planetin Metallik hidrogen nüvəsində baş verən hərəkətlər nəticəsində yarandığı ehtimal olunur. Peyklərdəki vulkanlar ətrafa orbitlərində halqa meydana gətirəcək Kükürd dioksid püskürür. Qaz maqnitosferlə təmas etdikdə Kükürd və Oksigen ionları meydana çıxır. Bu ionlar Yupiterin atmosferi səbəbindən ortaya çıxan Hidrogen ionları ilə birlikdə planetin ekvatorial enliyində plazma qatı meydana gətirir. Bu qatda yerləşən plazma planetlə birgə dönərək maqnitosfer halqasının yaranmasına səbəb olur. Plazma qatındakı elektronlar 0,6–30 MHz dalğa aralığında güclü radio izləri ortaya çıxaracaq qədər partlayışlar meydana gətirir.

Planetin radiusunun 75 qatı genişliyində olan maqnitosferinin sərhəddində Günəş küləyi ilə toqquşma nəticəsində şok bölgəsi yaranır. Bu hissədə Günəş küləyinin təsiri nəticəsində Yupiterin maqnitosferi külək istiqaməti boyunca Saturnun orbitinə qədər uzanır. Yupiterin dörd böyük peyki onları Günəş küləyindən qoruyan maqnitosferin daxilində yerləşir.

Yupiterin maqnitosferi Yerin qütb bölgələrindəki sıx radio siqnallarının səbəbidir. İo peykindəki aktiv vulkanik fəaliyyət nəticəsində yayılan qazın reaksiyaya girməsi nəticəsində ionlaşması və bu ionlaşmış qazın maqnitosferlə qarşılıqlı təsiri radio siqnallarının ortaya çıxmasına səbəb olur. Bu radio siqnallarından meydana gələn konus formalı çıxıntılar fəzaya yayılır. Yer bu çıxıntılardan keçdiyi zaman qəbul edilən radio siqnalları Günəşdən gələn radio siqnallarını üstələyə bilir.

Orbit və hərəkəti

 
Yupiterin orbitinin (qırmızı) Yerin orbiti (göy) ilə müqayisəsi.

Yupiter Günəşin təzyiq mərkəzindən kənarda yerləşən, buna baxmayaraq, onun radiusunun 7%-ni təşkil edən tək planetdir. Planetin Günəşə olan uzaqlığı orta hesabla 778 milyon kilometrə bərabərdir ki, bu məsafə Yerlə Günəş arasındakı məsafədən 5,2 dəfə daha çoxdur. Yupiter Günəş ətrafındakı tam dövrəsini 11,86 Yer ilinə başa vurur. Bu göstərici ilə Yupiter Günəş sistemindəki ikinci böyük planet olan Saturnun orbitinin ⅖-i nisbətində olan orbitə sahibdir. Yupiterin elliptik orbiti Yerlə müqayisədə 1,31° meyilliyə sahibdir. Orbitinin ekssentrisiteti 0,048 olduğu üçün planetin Günəşdən ən uzaq nöqtəsi ilə ən yaxın nöqtəsi arasındakı fərq 75 milyon kilometrə bərabərdir.

Yupiterin öz oxunun meyilliyi 3,13 °-yə bərabərdir. Bu kiçik göstərici olduğu üçün Yupiterdə Yer və Marsda olduğu kimi mövsumi dəyişikliklər müşahidə olunmur.

Yupiter Günəş sistemində öz oxu ətrafında ən sürətlə dönən planetdir. Bu dönmənin 10 saat kimi qısa müddət ərzində başa çatması Yerdən həvəskar teleskoplarla baxan müşahidəçilərin belə görə biləcəyi qütblərdən basıqlığın olmasına səbəb olmuşdur. Yupiterin ekvatorial radiusu ilə qütb radiusu arasında 9275 km fərq vardır.

Qütblərdən basıqlığın çox olmasının bir səbəbi də planetin qatı səthə sahib olmamasıdır. Bunun nəticəsində planetin atmosferi ekvatorial hissələrdə qütblərdən 5 dəqiqə fərqlə daha sürətli hərəkət edir. Bu dönmə fərqlərinin müşahidə olunması ilə bağlı olaraq planetin atmosferi üç əsas hissəyə ayrılır. Birinci hissə planetin 10° ş.e və 10 °C.e. arasında qalan ərazisini əhatə edir və 9 saat 50 dəqiqə 30 saniyə ilə ən sürətli dönməyə sahibdir. Bu ərazilərdən şimalda və cənubda qalan hissələr isə ikinci hissəni təşkil edir və 9 saat 55 dəqiqə 40,6 saniyə dönmə sürəti vardır. Üçüncü hissə radio teleskop müşahidələri nəticəsində son zamanlar müəyyən edilmişdir ki, bu hissənin dönməsi maqnitosferin hərəkəti ilə xarakterizə olunur.

Müşahidə

 
Gecə səmasında Ay və Yupiterin görünüşü.
 
Yerdən baxan müşahidəçi üçün Yupiterin səmada izlədiyi yol.

Yupiter səmada görünən ən parlaq dördüncü təbii göy cismidir. Parlaqlığı ilə təkcə Günəş, Ay və Veneradan geri qalsa da, bəzən Mars planeti də öz parlaqlığı ilə Yupiteri geridə qoya bilir. Yupiterin ulduz böyüklüyü Yerdən olan mövqeyindən asılı olaraq −2,94-dən −1,66-ya qədər dəyişir. Yupiterin orta ulduz ölçüsü 0,33 yayınma fərqi ilə 2,20-yə bərabərdir.

Yupiter hər 398,9 gündə bir sinodik perioda uyğun olaraq Yer və Günəşlə bir xətdən keçir. Bu zaman planet arxa fonda yerləşən ulduzlarla müqayisədə geriyə doğru hərəkət edirmiş kimi görünərək keçid edir. Gecə səmasında Yupiterin hərəkəti irəli doğru hərəkətindən sonra geriyə doğru hərəkət edirmiş kimi görünür.

Yupiterin orbiti Yerin orbitindən kənarda olduğu üçün planetin faza bucağı 11,5 °-i keçmir. Bu səbəblə Yupiter Yerdən baxılan teleskoplarla aydınlanmış vəziyyətdə müşahidə oluna bilir. Məhz buna görə, planetə edilən kosmik gəmi missiyaları zamanı onun aypara formalı görüntülərini əldə etmək mümkün olmuşdur. Kiçik ölçülü həvəskar teleskoplarla müşahidə zamanı planetin atmosfer halqaları və dörd böyük Qalileo peykləri müşahidə oluna bilir. Daha iri teleskoplarla müşahidə zamanı Böyük qırmızı ləkənin müşahidəsi də mümkündür.

Mifologiyada yeri

  Əsas məqalə: Yupiter (mifologiya)
 
1550-ci ilə aid Yupiteri təsvir edən qravürası.

Yupiter qədim dövrlərdən etibarən insanlara məlumdur. Planet gecə səmasında və gündüz Günəşin işığının az olduğu vaxtlarda adi gözlə açıq şəkildə müşahidə oluna bilir.Babil astronomları tərəfindən planet Mardukun adı ilə adlandırılmışdır. Onlar tərəfindən bürc ulduzlarını təyin etmək üçün planetin 12 illik hərəkəti istifadə olunurdu.

Qədim Romalılar planeti Yupiter ulduzu (lat. Iuppiter Stella) olaraq adlandırırdı. Yupiter sözü qədim Hind-Avropa dillərində Göy ata tanrısı və ya Atalar günü tanrısı (Dyēus-pətēr) olaraq tərcümə oluna bilir.Roma mifologiyasında Yupiter panteonun baş tanrısı hesab olunurdu. O ildırım, göy gurultusu və səma ilə bağlı baş verən hadisələrlə xatırlanırdı. Planet yunanca mifologiyanın baş tanrısı olan Zevsin (yun. Ζεύς) adına qarşılıq olaraq Dias (yun. Δίας) adlandırılır. Qədim yunanlar həmçinin planeti Phaethon olaraq adlandırırdı ki, bu da parıldayan və ya yanan ulduz mənalarında işlənə bilər. Planetin astronomik simvolu hesab olunan işarə Yupiterin xarakterik göstəricisi olan ildırımın stilizə edilmiş təsviridir.

Yoviyan sözü Yupiter adının fərqli bir formasıdır. Bu söz Orta Əsrlərdəki astronomlar tərəfindən jovial sözünün sifət forması olaraq istifadə olunurdu. Bu sözü məna olaraq sevincli və ya xoşbəxt olaraq başa düşmək olar.

Çin, Yaponiya, Koreya və Vyetnamda planet Ağac ulduzu (çin. 木星; pinyin mùxīng) olaraq adlandırılır. Bu adlandırmanın səbəbi Çinin söykənir. Çində Daosizmə inananlar tərəfindən planet Fu ulduzu olaraq adlandırılır. planet münəccimlər tərəfindən tanrıların dini müəllimi olan şərəfinə adlandırılmışdır. Bununla yanaşı, planet üçün hindlilər tərəfindən ağır olan mənasına gələn Quru adı da istifadə olunurdu. Yupiter Tora bərabər tutulurdu və ingiliscə thursday olaraq adlandırılan cümə günü onun şərəfinə adlandırılmışdır.

Orta Asiya-Türk mifologiyasında planet Erendiz və ya Erendüz olaraq adlandırılır. Eren sözü qeyri-müəyyənlik mənasında işlənir ki, bu da planetə qədim türklər tərəfindən qeyri-müəyyənlik ulduzu olaraq müraciət olunması mənasına gəlir. Bu xalqlar tərəfindən planetin Günəş ətrafında hərəkəti 11 il 300 gün olaraq hesablanmışdır. Planetin bu müddət ərzində səmada hərəkəti baş verən qeyri-müəyyənliklərin, sosial və ictimai dəyişikliklərin səbəbi hesab olunurdu.

Öyrənilməsi

Teleskopdan əvvəlki dövrlər

 
Ptolomeyin Almagest əsərində Yupiter (☉) və Yer (⊕) arasındakı qarşılıqlı münasibəti göstərən diaqram.

Yupiterin müşahidəsinin tarixi ən azı e.ə. VII və ya VIII əsr Babil astronomlarına qədər gedib çıxır. Həmçinin qədim çinlilər də Suixinq (歲星) orbitini müşahidə etmiş və təqribi illərə əsaslanaraq 12 dünyəvi budaqdan ibarət bir dövr yaratmışlar. Çin dili hələ yaşa istinad edərkən Yupiterinin öz adını istifadə edir. E.ə. IV əsrə qədər bu müşahidələr Çin zodiakına çevrildi. Bu, hər il gecə səmasında bir Tay Sui ulduzu və Yupiterin mövqeyinə əks olan cənnətə nəzarət edən tanrı ilə əlaqəli idi. Bu inanclar bəzi Daoist dini təcrübələrində və Şərqi Asiya Zodiakının on iki heyvanında yaşayır, indilərdə isə çox vaxt bu heyvanların Buddadan əvvəl yaranması ilə əlaqəli olduğu güman edilir. Çin tarixçisi , qədim Çin astronomu e.ə. 362-ci ildə Yupiterin peyklərindən birini adi gözlə müşahidə etdiyini iddia etdi. Bu iddia düzgündürsə, bu, Qalileo Qalileyin kəşfindən təxminən iki min il əvvəl baş vermişdir.II əsrdə əsərində ellinist astronom Ptolomey Yupiterin Yerə nisbi hərəkətini izah etmək üçün, diferans və epikletlərə əsaslanan bir geosentrik planetar model qurdu. O, Yer kürəsindəki orbital dövrünü 4332,38 gün və ya 11,86 il olaraq vermişdir.

Teleskop əsaslı müşahidələr

 
Yupiterin dörd böyük peykini kəşf edən Qalileo Qaliley.

1610-cu ildə Qalileo Qaliley tərəfindən teleskopla Yupiterin dörd böyük peyki müşahidə olundu. Daha sonra onun adı ilə Qalileo peykləri adlandırılacaq peyklərin bu müşahidəsi Ay istisna olmaqla təbii peyklərin teleskopla ilk müşahidəsi hesab olunur. Qalileyin müşahidəsindən bir gün sonra tərəfindən peyklər müşahidə olundu, ancaq o, öz kəşfini 1614-cü ilə qədər bir kitabda dərc etmədi. Buna baxmayaraq, peyklərə Qanimed, İo, Kallisto və Avropa adları onun tərəfindən verilmişdir. Bu tədqiqatların həmçinin Yerdən kənarda olan ilk kosmik hərəkətlərin müşahidəsi olduğu hesab olunur. Bu kəşf Nikolay Kopernik tərəfindən ortaya atılan Günəşin mərkəzdə yerləşdiyi sistemi təsdiqləmək mahiyyəti daşıdığından Qalileo Qaliley inkvizisiya tərəfindən təhdidlərlə üzləşdi.

1660-cı illərdə Covanni Kassini planetdə zolaq və ləkələr kəşf etmək üçün yeni teleskop istifadə edərkən Yupiterin qütblərdən basıq formada olduğunu müşahidə etdi. Bu müşahidə nəticəsində həmçinin planetin fırlanma periodunun hesablanması da mümkün olmuşdur. Həmçinin onun tərəfindən 1690-cı ildə planetin atmosferini təşkil edən hissələrin fərqli sürətlərlə döndüyü kəşf edilmişdir.

Yupiterin cənub yarımkürəsində yerləşən Böyük qırmızı ləkənin ilk dəfə kim tərəfindən müşahidə olunduğu mübahisəlidir. Ləkənin ilk dəfə 1664-cü ildə Robert Huk və 1665-ci ildə Covanni Kassini tərəfindən müşahidə olunduğu iddiaları olsa da, 1831-ci ildə əczaçı tərəfindən çəkilən Yupiterin şəklində ləkənin bilinən ilk təsviri göstərilmişdir.

Böyük qırmızı ləkənin 1665–1708-ci illər aralığında bir neçə dəfə gözdən itdiyi, 1878-ci ildə isə müşahidə olunmadığı bildirilmişdir. Həmçinin 1883-cü il və XX əsrin əvvəllərində də Böyük qırmızı ləkənin solğunlaşdığı müşahidə olunmuşdur.

Həm , həm də Covanni Kassini tərəfindən planetin peyklərinin müşahidə olunması nəticəsində peyklərin Yupiterin önünə və arxasına nə vaxt keçəcəyini öncədən təxmin etmək mümkün olmuşdur. 1670-ci illərdə Yupiter Günəşin qarşı tərəfində olduğu vaxt aparılan müşahidələr nəticəsində peyklərin hərəkətində 17 dəqiqəlik gecikmə görülmüşdür. Bu gecikmə fərqinin müşahidə olunması işığın məsafədən asılı olaraq daha gec çata biləcəyi düşüncəsinin yaranmasına səbəb oldu. Bu vaxta qədər Covanni Kassini tərəfindən ortaya atılan yanaşmaya görə işıq çıxdığı mənbədən göründüyü yerə anındaca çatırdı. Ole Römer bu müşahidəyə əsaslanaraq yanaşmanın səhv olduğunu ortaya qoydu və gecikmədən işığın təqribi sürətini hesablamaqda istifadə etdi.

1892-ci ildə tərəfindən Kaliforniyada yerləşən 910 mm ölçüsü olan teleskopla aparılan müşahidə nəticəsində Yupiterin beşinci peyki kəşf olundu. Nisbətən kiçik olan bu səma cisminin kəşf olunması, Eduard Barnardı iti baxışlarının sübutu olaraq sürətlə məşhur etdi. Sonralar adlandırılan bu peyk Yerdən teleskopla müşahidə nəticəsində kəşf olunan sonuncu peykdir.

 
Yupiterin VLO teleskopundan istifadə olunaraq çəkilmiş infraqırmızı təsviri.

1932-ci ildə tərəfindən spektral müşahidə nəticəsində Yupiterin zolaqlarında Ammonyak və Metan müşahidə olundu. 1938-ci ildə ağ ovallar olaraq adlandırılan üç böyük uzunmüddətli antisiklon kəşf olundu. Uzun müddət müşahidə olunan bu üç qasırğadan ikisi 1998-ci ildə birləşdi. Sonuncu qasırğanın da 2000-ci ildə ona qoşulması nəticəsində Oval BA olaraq adlandırılan qasırğa meydana çıxdı.

Radioteleskop müşahidələri

1955-ci ildə və Yupiterdən 22,2 MHz tezliyi ilə gələn radiodalğa partlayışlarını müəyyən etdilər. Bu partlayışların periodu planetin hərəkəti ilə üst-üstə düşürdü və tədqiqatçılar bu məlumatlardan hərəkətin nisbətini müəyyənləşdirməkdə istifadə etdilər. Yupiterin radiodalğa partlayışlarının qısa və uzunmüddətli olmaqla iki fərqli formasının olduğu aşkar olundu. Qısamüddətli dalğa partlayışları (S partlayışları) saniyənin yüzdə bir hissəsindən daha qısa müddət ərzində baş verirdi. Uzunmüddətli dalğa partlayışları (L partlayışları) isə bir neçə saniyə ərzində davam edirdi.

Aparılan tədqiqatlar nəticəsində alimlər Yupiterindən yayılan üç növ radiodalğaların olduğunu kəşf etdilər:

  • Dekametrik radiodalğa partlayışları (onlarla metr dalğa tezliyi ilə) Yupiterin dönməsindən asılı olaraq dəyişir və İonun Yupiterin maqnit sahəsi ilə qarşılıqlı münasibətindən təsirlənir.
  • Desimetrik radiodalğa emissiyası (santimetrlərlə ölçülən) ilk dəfə 1959-cu ildə Frank Dreyk və tərəfindən müşahidə olunmuşdur. Bu radiodalğaların mənbəyi Yupiterin ekvatoru boyunca dönən halqadır. Halqa Yupiterin maqnit sahəsində sürətləndirilmiş elektronlardan gələn siklotron radiasiyası ilə reaksiyaya girərək radiodalğaların ortaya çıxmasına səbəb olur.
  • Yupiterin atmosferində meydana çıxan istilik radiasiyası nəticəsində yaranan radiodalğalar.

Tədqiqat missiyaları

1973-cü ildən etibarən Yupiteri bir çox kosmik gəmi ziyarət etmişdir. Bunlardan ən önəmlisi Asteroid qurşağından kənara çıxan ilk insan istehsalı kosmik gəmi olan Pioner 10 Günəş sisteminin ən böyük planeti haqqında Yerə məlumatlar ötürmüşdür. Planetlərə edilən kosmik səfərlərin xərci tələb olunan enerji və ya delta-v sürətinin miqdarı ilə ölçülür. Yupiterin qravitasiya sahəsi planetə doğru göndərilən kosmik gəmilərin daha az enerji sərf etməsinə səbəb olur. Bu üstünlükdan faydalanmaq üçün bir sıra hallarda yol uzun olsa belə qravitasiya təsirindən istifadə olunmuşdur.

Orbitdən uçuş missiyaları

1973-cü ildən etibarən bir sıra kosmik gəmi Yupiterin təsvirlərini çəkəcək şəkildə planetin yaxınlığından keçmişdir. İlk olaraq Pioner proqramının həyata keçirdiyi uçuşlar nəticəsində Yupiter və onun bir çox peykləri müşahidə olunmuşdur. Pioner proqramı ilə planetə yaxınlaşan kosmik gəmilər Yupiterin gözləniləndən çox daha güclü radiasiya sahəsində sahib olduğunu müəyyən etdilər. Planetin güclü radiasiya sahəsi öncədən nəzərə alınmasa belə hər iki kosmik gəmi bu mühitdə işlək vəziyyətdə qalmağı bacardı. Bu kosmik gəmilərin orbitlərindən Yupiter sisteminin qravitasiya təsirlərini müəyyən etməkdə istifadə olundu. Planetin radio okklyuziyalarının ölçülməsi nəticəsində diametr və qütblərdən basıqlığın daha dəqiq göstəricilərini əldə etmək mümkün oldu.

Orbitdən uçuş missiyaları
Kosmik gəmi Ən yaxın keçiş tarixi Ən yaxın məsafə
Pioner 10 3 dekabr 1973 130 000 km
Pioner 11 4 dekabr 1974 34 000 km
Voyacer 1 5 mart 1979 349 000 km
Voyacer 2 9 iyul 1979 570 000 km
8 fevral 1992 409 000 km
4 fevral 2004 120 000 000 km
Kassini-Hüygens 30 dekabr 2000 10 000 000 km
Yeni üfüqlər 28 fevral 2007 2 304 535 km

Altı il sonra Voyacer proqramı ilə aparılan müşahidələr nəticəsində Qalileo peykləri daha ətraflı müşahidə olundu və planetin halqaları kəşf edildi. Eyni zamanda, Böyük qırmızı ləkədə aparılan müşahidələr nəticəsində onun antisiklon olduğu təsdiq olundu. Görüntülərin müqayisəsi nəticəsində Pioner proqramında aparılan müşahidələrdən sonra ləkənin narıncı rəngdən qəhvəyi rəngə çevrildiyi müəyyən edildi. Bununla yanaşı, İonun təsiri nəticəsində ionlaşmış atomlardan meydana gələn halqa və peykin püskürən vulkanları müşahidə olunmuşdur. Voyacer kosmik gəmiləri planetin qaranlıq tərəfinə keçərkən çaxan ildırımları müşahidə etdi.

Günəş probu Yupiterdə müşahidələr aparan növbəti kosmik gəmidir. Kosmik gəmi Günəşin qütb orbitinə keçid etmək üçün planetin cazibə qüvvəsindən istifadə edən zaman müşahidələr apara bilmişdir. Yulesi kosmik gəmisi kameraya sahib olmasa da, planetin maqnit sahəsində ölçmələr həyata keçirə bildi. Altı il sonra kosmik gəmi Yupiterə daha uzaq məsafədən yaxınlaşdığı zaman da göstəricilər qeydə almışdır.

2000-ci ildə Kassini-Hüygens kosmik gəmisi Saturna uçuş zamanı Yupiterin cazibə qüvvəsindən istifadə etdi. Bu zaman planetin o vaxta qədər çəkilmiş ən yüksək keyfiyyətə sahib təsvirlərini əldə etmək mümkün olmuşdur.

 
Kassini-Hüygens kosmik gəmisi tərəfindən çəkilmiş Yupiter və İonun təsviri.

Yeni üfüqlər kosmik gəmisi Plutona səyahət edərkən Yupiterin cazibə qüvvəsindən istifadə etmişdir. Kosmik gəmi 4 sentyabr 2006-cı ildən etibarən Yupiter sistemini müşahidə etməyə başlamışdır. Yupiterə ən yaxın keçid 28 fevral 2007-ci ildə baş tutmuşdur. Kosmik gəminin kameraları ilə İonun vulkanlarından plazma çıxışları müşahidə olunmuşdur. Eyni zamanda, Qalileo peykləri ilə yanaşı, və Elara kənar peykləri də müşahidə olunmuşdur.

Qalileo missiyası

  Əsas məqalə: Qalileo (kosmik gəmi)
 
Yupiterin Kassini-Hüygens kosmik gəmisi tərəfindən çəkilmiş təsviri.

Yupiterin orbitinə ilk dəfə 7 dekabr 1995-ci ildə Qalileo kosmik gəmisi girmişdir. Yeddi il ərzində planetin orbitində qalan kosmik gəmi Qalileo peykləri və da müşahidələr aparmışdır. 1994-cü ildə kosmik gəmi Yupiterə yaxınlaşarkən kometasının səbəb olduğu hadisəni müşahidə edə bildi. Qalileonun yüksək potensiala sahib olan radio ötürücüsünün səhv nəticəsində işləməməsi kosmik gəminin bütün potensialını nümayiş etdirməsinə əngəl yaratsa da, onun fəaliyyəti nəticəsində Yupiter sistemi ilə bağlı dəyərli məlumatlar əldə etmək mümkün oldu.

1995-ci ilin iyul ayında titandan hazırlanmış 340 kiloqramlıq kosmik zond Qalileodan ayrıldı və 7 dekabrda planetin atmosferinə daxil oldu. Atmosferə 2575 km/saat sürətlə 150 kilometr daxil oldu. Zondla əlaqənin yaradılmasının mümkün olduğu 57,6 dəqiqə ərzində atmosferlə bağlı məlumatlar əldə edildi. 23 atmosfer təzyiqi və 153 °C istiliyə çatdığı dərinlikdə kosmik zondla əlaqə kəsildi. Bu məsafədən sonra zondun əriyərək buxarlandığı ehtimal olunur. Qalileo kosmik gəmisi də həyat olduğu ehtimal olunan Avropa peyki ilə toqquşmaq təhlükəsi daşıdığından məqsədli şəkildə planetin atmosferinə yönləndirildi. Qalileo 50 km/saniyə sürətlə Yupiterin atmosferinə daxil olaraq sürətli şəkildə məhv oldu.

Bu missiyadan əldə edilən məlumatlar nəticəsində Yupiterin atmosferinin 90%-nin Hidrogendən ibarət olduğu məlum oldu. Zondlar buxarlaşmazdan əvvəl atmosferdə 300 °C-dən daha yuxarı temperatur və 644 km/saatdan daha sürətli küləklər qeydə ala bilmişdir.

Yuno missiyası

 
Yuno tərəfindən çəkilmiş Yupiterin cənub yarımkürəsinin təsviri.

5 avqust 2011-ci ildə kosmik gəmisi Yupiterlə bağlı daha detallı tədqiqatlar aparmaq üçün kosmosa buraxıldı. Missiyanın başlıca məqsədlərinə Yupiterin daxili quruluşu, qravitasiya və maqnit sahələri haqqında detallı məlumatlar əldə etmək daxildir. Bununla yanaşı, kosmik gəmi planetin qayalıq tərkibli nüvəyə sahib olub-olmaması, atmosferin dərin qatlarında yerləşən suyun miqdarı, kütlənin qatlar arasındakı nisbəti, saatda 618 km-ə çatan sürətə sahib dərinlikdə yerləşən küləklər haqqında da ətraflı tədqiqatlar həyata keçirir.

5 iyul 2016-cı ildə Yuno Yupiterin şimal yarımkürəsi istiqamətindən planetin orbitinə daxil oldu. Kosmik gəmi missiya boyunca enerji təminatını həyata keçirmək üçün Günəşdən enerjini qəbul edə biləcək və tarazlığını saxlamağa kömək edən üç panellə planet ətrafında dövrə vurur. Bu xüsusiyyəti ilə Yuno Günəş sistemində xarici planetlərə göndərilmiş ilk güclü Günəş panellərinə sahib kosmik cihazdır. Belə ki, Yupiterin orbitində panellər Yerlə müqayisədə 4% Günəş enerjisi qəbul edə bildiyi halda Yunonun enerji panellərinin sahib olduğu xüsusi texnologiya ilə kosmik gəminin planet ətrafında hərəkəti təmin olunmuşdur. Yuno kosmik gəmisinin də öz missiyasını başa vurduqdan sonra Qalileo kosmik gəmisi kimi Yupiterin atmosferinə daxil edilərək məhvi nəzərdə tutulmuşdur.

Fəaliyyəti boyunca Yuno kosmik gəmisi Yupiterlə bağlı ən dəqiq və yüksək keyfiyyətə sahib olan təsvirləri Yerə göndərmişdir. Bu təsvirləri çəkməsinə imkan yaradan yüksək dəqiqlikli kamerası ilə yanaşı, kosmik gəmi qeyd olunan digər ölçmələri həyata keçirə bilməsi üçün mikrodalğa radiometri, infraqırmızı radiometr, maqnitometr kimi həssas sensor və cihazlarla təchiz olunmuşdur.

Peykləri

  Əsas məqalə: Yupiterin peykləri

Yupiterin bilinən 79 peyki vardır. Bu peyklərin 63-nün diametri 10 kilometrdən kiçikdir və 1975-ci ildən sonra kəşf olunmuşdur. Qalileo peykləri olaraq adlandırılan və aydın gecədə Yerdən müşahidə oluna bilən Qanimed, İo, Kallisto və Avropa Yupiterin ən böyük peykləridir.

Qalileo peykləri

  Əsas məqalə: Qalileo peykləri

Qalileo peyklərinə daxil olan Qanimed, İo, Kallisto və Avropa Yupiterin ən böyük peykləridir. Bu peyklərdən üçü olan Qanimed, İo və Avropa öz aralarında olaraq adlandırılan qarşılıqlı təsirə sahibdir. Belə ki, Qanimedin Yupiter ətrafında hər bir dönüşünə Avropa iki, İo isə dörd dönüşlə rezonans əlaqəsindədir. Bu rezonans nəticəsində üç böyük peykin orbiti bir-birinə qarşılıqlı təsir göstərərək elliptik formaya sahib olsalar da, Yupiterin güclü cazibə qüvvəsi peykləri daha dairəvi orbitə yönəlməyə sürükləyir.

Qalileo peyklərinin elliptik orbitə sahib olması səbəbindən Yupiterə yaxınlaşma və uzaqlaşma zamanı peyklər qabarma-çəkilmə təsirinə məruz qalır. Belə ki, planetə yaxınlaşma zamanı peyklər nisbətən sıxılır, uzaqlaşma zamanı isə yenidən kürəvi formaya geri dönür. Bu hərəkət nəticəsində peyklərin daxilində geoloji aktivlik qoruna bilmişdir. Planetə ən yaxın peyk olan İo bu təsirə ən çox məruz qaldığı üçün aktiv vulkanik fəaliyyətə sahibdir. Avropa peykinin səthinin müşahidə olunması nəticəsində geoloji formaların son dövrlərdə yaranması ortaya çıxmışdır ki, bu da aktiv geoloji fəaliyyətdən xəbər verir.

Qalileo peykləri Ayla müqayisədə
Ad Tələffüz Diametr Kütlə Orbit radiusu Orbit periodu
km % kq % km % günlər %
İo /ˈaɪ.oʊ/ 3,643 105 8,9×1022 120 421,700 110 1,77 7
Avropa /jʊˈroʊpə/ 3,122 90 4,8×1022 65 671,034 175 3,55 13
Qanimed /ˈɡænimiːd/ 5,262 150 14,8×1022 200 1,070,412 280 7,15 26
Kallisto /kəˈlɪstoʊ/ 4,821 140 10,8×1022 150 1,882,709 490 16,69 61
 
The Galilean moons. From left to right, in order of increasing distance from Jupiter: , , , .
Qalileo peykləri İo, Avropa, Qanimed, Kallisto (Yupiterdən uzaqlığına görə sıralanmışdır)

Təsnifatı

Voyacer proqramının müşahidələrinə qədər Yupiterdə hər birində dörd peyk olmaqla dörd əsas qrupun olduğu qəbul olunurdu. Daha sonra həyata keçirilən missiyalar nəticəsində Yupiterin kənar orbitində də kiçik peyklərin aşkar olunması nəticəsində bu təsnifat mürəkkəbləşdi. Hal-hazırda astronomlar tərəfindən Yupiterin peykləri altı əsas qrupda təsnif olunur.

Birinci əsas qrup Yupiterin ekvator müstəvisi yaxınlığında haradasa dairəvi orbitə sahib olan səkkiz daxili peykdən ibarət olan qrupdur. Digər peyklərin asteroidlər, onların qalıqları və ya cazibə qüvvəsinə tutulmuş digər kosmik cisimlərdən meydana gəldiyi düşünülür. Başqa bir qrupu təşkil edən peyklər isə ortaq orbit xüsusiyyətləri nümayiş etdirir. Bu baxımdan, tədqiqatçılar bu qrupa daxil olan peyklərin böyük bir peykin parçalanması nəticəsində meydana gəlməsini və ya ortaq qalıqların orbit tərəfindən tutulması nəticəsində formalaşdığını düşünür.

Nizamlı peyklər
Daxili peyklər Səkkiz kiçik daxili peyk ekvator müstəvisinə 1 dərəcə meyilliklə yerləşir.
Qalileo peykləri Qalileo peykləri ölçüsünə görə Günəş sistemində xüsusi yerdə mövqe tutur. Qanimed Günəş sisteminin ən böyük peykidir.
Nizamsız peyklər
Femisto Femisto qrupuna daxil olan peyklər Himaliya və Qalileo peykləri aralığındakı orbitdə yerləşir.
Yupiterdən 11,000,000–12,000,000 km məsafədə sıx şəkildə yerləşmiş peyklər qrupudur.
Ananke qrupunun orbitinin daxilində yerləşən orbitdə qruplaşmış peyklərdir.
Bu nizamsız hərəkətə sahib izolə olunmuş qrupa daxil olan peyklərin gələcəkdə toqquşması ehtimalı vardır.
Bu peyk qrupu orta hesabla planetdən 21,276,000 km məsafədə yerləşir və 149 dərəcəlik meyilliyə sahib sərhədləri qeyri-müəyyən orbitdə hərəkət edirlər.
Bu peyk qrupu orta hesabla planetdən 23,404,000 km məsafədə yerləşir və 165 dərəcəlik meyilliyə sahib orbitdə müəyyən sərhədlər daxilində hərəkət edirlər.
Planetdən ən uzaqda yerləşən peykləri təşkil edən bu qrup nizamsız və dağınıq halda yerləşməsi ilə xarakterizə olunur.

Halqaları

  Əsas məqalə: Yupiterin halqaları
 
Halqaların Yeni üfüqlər kosmik gəmisi tərəfindən çəkilmiş təsviri.

Yupiterin halqaları üç əsas hissədən ibarətdir. Daxildə yerləşən və halo olaraq adlandırılan halqa ilə yanaşı, ortada yerləşən əsas halqa və kənarda yerləşən incə halqalara sahibdir. Bu halqaların Saturnun halqalarını meydana gətirən buzdan daha çox, tozdan meydana gəldiyi müşahidə olunmuşdur. Əsas halqanın Adrasteya və Metida halqalarından ayrılan hissələrdən formalaşdığı düşünülür. Belə ki, peyklərin səthindən ayrılan hissəciklər Yupiterin güclü cazibə qüvvəsi nəticəsində səthə geri qayıda bilmir və planetin ətrafında halqa əmələ gətirir. Ehtimal olunur ki, Teba və Amalteya peykləri də kənarda yerləşən incə halqanı təşkil edən iki fərqli maddənin mənbəyidir. Bundan əlavə Amalteyanın parçalanmış qalıqların bir hissəsi olduğunu göstərən sübutlar əldə olunmuşdur.

Yupiterin halqalarının cəmi kütləsi dəqiq bilməsə belə 1011−1016 kiloqram aralığında olması ehtimal olunur. Eyni zamanda, astronomlar halqaların yaşı haqqında da dəqiq məlumata sahib deyillər. Ehtimal olunur ki, planet mövcud olduğu dövrdən etibarən halqa sisteminə sahib olmuşdur. Uzun müddət ərzində toqquşmalar və peyklərin səthindən toz şəklində hissəciklərin ayrılması nəticəsində halqaları təşkil edən elementrlərin tərkibi də dəyişmişdir. Buna baxmayaraq, planet heç vaxt Saturn kimi aşkar xüsusiyyətə çevrilən halqaya sahib olmamışdır.

Günəş sistemi ilə qarşılıqlı əlaqəsi

Günəşlə birlikdə Yupiterin cazibə qüvvəsi Günəş sisteminin formalaşmasında köməkçi olmuşdur. Günəş sistemindəki planetlərin çoxunun orbit müstəviləri Günəşdən daha çox Yupiterin orbit müstəvisi ilə uyğunluq təşkil edir. Burada orbit müstəvisi Günəşə daha uyğun olan Merkurini istisna hesab etmək olar. Bununla yanaşı, Asteroid qurşağındakı və Günəş sisteminin daxili hissələrinin ağır asteroid yağışına məruz qaldığı da Yupiter səbəbindən baş verdiyi düşünülür.

 
Yupiter, Asteroid qurşağı və troyanların mövqeyi.

Peyklərlə yanaşı, Yupiterin cazibə qüvvəsinin təsiri ilə önündə və arxasında yerləşən Laqranj nöqtələrindəki asteroidlər də hərəkətə gəlir. Bu təsirə daxil olan asteroidlər olaraq adlandırılır. Troyan asteroidlər yerləşməsinə görə Homerin İliadasından ilhamlanılaraq və düşərgələrinə bölünmüşdür. 1906-cı ildə adlandırılan ilk troyanı kəşf etmişdir. Kəşf olunan troyanlar arasında ən böyüyü adlandırılmışdır.

Qısamüddətli perioda sahib olan kometaların əksəriyyəti Yupiter ailəsinə daxildir. Bu kometaların Neptunun orbitinin gerisində yerləşən Koyper qurşağında formalaşdığı düşünülür. Günəşə doğru istiqamətlənərkən bu kometalar Yupiterə yaxın keçidlər zamanı güclü cazibə qüvvəsinin təsirinə məruz qalır və Günəşlə Yupiter arasındakı yolunu getdikcə daha da dairəviləşən orbitlə izləyir.

Yupiter kütləsinin çox olması səbəbindən Günəşlə arasındakı ağırlıq mərkəzi Günəşin tam səthində yerləşir. Bu xüsusiyyətinə görə planet Günəş sistemindəki yeganə kosmik cisimdir.

Zərbə

Yupiter güclü cazibə qüvvəsi və Günəş sisteminin daxili hissəsinə yaxınlığı səbəbindən şərti olaraq sistemin tozsoranı adlandırılır. Yupiterin cazibə qüvvəsinin təsiri ilə Günəş sisteminin daxili hissələrində yerləşən planetləri asteroid və kometaların zərbələrindən qoruduğu düşünülürdü. Buna baxmayaraq, kompüter simulyasiyası ilə aparılan modelləmələrə görə Yupiterin kometaların sayında əsaslı dəyişiklik yaratmadığı müəyyən olunmuşdur. Planetin daxili Günəş sistemi üçün qalxan rolunu oynaması astronomlar tərəfindən mübahisəli məsələ olaraq qalmaqdadır. Astronomların bir hissəsi Yupiterin Yeri var olduğu düşünülən Oort buludunun təsirlərindən qoruduğunu iddia etsə də, digər hissəsi planetin Koyper qurşağında yerləşən kosmik cisimlərin daxili Günəş sisteminə cəzb olunmasında rola sahib olduğu düşüncəsini müdafiə edirlər. Bütün bunlara baxmayaraq, Yupiter Yerlə müqayisədə asteroid və kometalarla 200 dəfə daha çox qarşılıqlı təsirə məruz qalır.

 
kometasının səbəb olduğu zərbə ləkəsinin Habbl teleskopu ilə çəkilmiş təsviri.
23 iyul 2009

1997-ci ildə Yupiterlə bağlı keçmiş müşahidələrin tədqiq olunması nəticəsində 1690-cı ildə Covanni Kassini tərəfindən qeydə alınmış səthdəki tünd ləkənin zərbə izi ola biləcəyi düşünüldü. Daha sonra 1634–1839-cu illər aralığındakı müşahidələrdə qeyd olunan 8 tünd ləkənin də zərbə izi namizədi olması ehtimalı vardı. Buna baxmayaraq, daha sonra qeyd olunan hissələrdəki ləkələrin zərbə izi səbəbindən yaranmasının çox az ehtimal daşıdığı düşüncəsi dəstəklənmişdir.

Zərbə izləri ilə bağlı son tədqiqatlar əsasında aşağıdakı nəticələr əldə olunmuşdur:

  • 1979-cu ilin mart ayında Voyacer 1 kosmik gəmisi tərəfindən Yupiterdə zərbə partlayışı müşahidə olunmuşdur.
  • 16-24 iyul 1994-cü ildə kometası 20-dən artıq hissəyə bölünmüş şəkildə Yupiterin cənub yarımkürəsi ilə toqquşdu. Bu toqquşma Yerdən birbaşa şəkildə müşahidə olunan ilk toqquşma idi və nəticədə Yupiterin atmosferinin tərkibi haqqında dəyərli məlumatlar əldə etmək mümkün oldu.
  • 19 iyul 2009-cu ildə Yupiterdə daha bir zərbə ləkəsi kəşf olundu. Bu ləkə planetin səthində Oval BA formalı iz buraxmışdı. Aparılan infraqırmızı müşahidə nəticəsində ləkənin mərkəzində yaranmasına səbəb toqquşmanın təsirindən yaranmış ağ parıltılı hissə aşkar olundu. Bu ləkə Yupiterin cənub qütb dairəsindəki atmosferə isinmə təsiri yaradırdı.
  • 3 iyun 2010-cu ildə daha əvvəl müşahidə olunanlardan daha kiçik partlayış alovu Avstraliyada yaşayan həvəskar müşahidəçi Entoni Uesli tərəfindən izləndi. Daha sonra eyni partlayışın Filippində yaşayan başqa bir həvəskar müşahidəçi tərəfindən video çəkilişlə qeyd olunduğu məlum olmuşdur.
  • 20 avqust 2010-cu ildə başqa partlayış alovu qeydə alındı.
  • 10 sentyabr 2012-ci ildə də zərbə nəticəsində yaranan partlayış müşahidə olundu.
  • Son olaraq 17 mart 2016-cı ildə Yupiterlə toqquşan asteroid və ya kometanın səbəb olduğu zərbə partlayışı video müşahidə ilə qeydə alınmışdır.

Həmçinin bax

İstinadlar

  1. ↑ Williams, David R. (June 30, 2017). . NASA. Archived from the original on September 26, 2011.
  2. Simon, J.L.; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G.; Laskar, J. (February 1994). "Numerical expressions for precession formulae and mean elements for the Moon and planets". Astronomy and Astrophysics. 282 (2): 663–683. Bibcode:1994A&A...282..663S.
  3. ↑ 2020-07-12 at the Wayback Machine. Carnegie Institution for Science. July 16, 2018.
  4. ↑ .
  5. Standish E. M.  (ing.). 2015. 3 p.
  6. ↑ Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, Brent A.; A'Hearn, Michael F.; et al. (2007). "Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 98 (3): 155–180. Bibcode:2007CeMDA..98..155S. doi:10.1007/s10569-007-9072-y.
  7. ↑ de Pater, Imke; Lissauer, Jack J. (2015). 2016-11-26 at the Wayback Machine (2nd updated ed.). New York: Cambridge University Press. p. 250. ISBN 978-0-521-85371-2.
  8. .
  9. De Crespigny, Rafe. (PDF). Asian studies, Online Publications. Archived from (PDF) on September 7, 2006. Retrieved may 1, 2012. Xu Huang apparently complained that the astronomy office had failed to give them proper emphasis to the eclipse and to other portents, including the movement of the planet Jupiter (taisui). At his instigation, Chen Shou/Yuan was summoned and questioned, and it was under this pressure that his advice implicated Liang Ji.
  10. Stuart Ross Taylor (2001). Solar system evolution: a new perspective : an inquiry into the chemical composition, origin, and evolution of the solar system (2nd, illus., revised ed.). Cambridge University Press. p. 208. ISBN 978-0-521-64130-2.
  11. 2013-07-02 at the Wayback Machine. Discover Blogs. November 18, 2011.
  12. Saumon, D.; Guillot, T. (2004). "Shock Compression of Deuterium and the Interiors of Jupiter and Saturn". The Astrophysical Journal. 609 (2): 1170–1180. arXiv:astro-ph/0403393. Bibcode:2004ApJ…609.1170S. doi:10.1086/421257.
  13. 2018-05-31 at the Wayback Machine. June 2017.
  14. ↑ Chang, Kenneth (July 5, 2016). 2019-05-02 at the Wayback Machine. New York Times.
  15. Chang, Kenneth (June 30, 2016). 2018-07-19 at the Wayback Machine. New York Times.
  16. Konstantin Batygin (2015). 2015-07-01 at the Wayback Machine. Proceedings of the National Academy of Sciences. 112 (14): 4214–4217. arXiv:1503.06945. Bibcode:2015PNAS..112.4214B. doi:10.1073/pnas.1423252112. PMC 4394287. .
  17. S. Pirani, A. Johansen, B. Bitsch, A.J. Mustill, D. Turrini (March 22, 2019). 2019-03-22 at the Wayback Machine. sciencedaily.com.
  18. Illustration by NASA/JPL-Caltech (March 24, 2015). 2021-02-14 at the Wayback Machine. nationalgeographic.com.
  19. 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 (A10): 8713–8720. Bibcode:1981JGR….86.8713G. doi:10.1029/JA086iA10p08713. hdl:2060/19810016480.
  20. ↑ Kunde, V.G.; et al. (September 10, 2004). 2018-12-26 at the Wayback Machine. Science. 305 (5690): 1582–86. Bibcode:2004Sci…305.1582K. doi:10.1126/science.1100240. .
  21. 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 (2): 233–48. Bibcode:1985Icar…64..233K. doi:10.1016/0019–1035(85)90201–5.
  22. 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. Bibcode:1996Sci…272..846N. doi:10.1126/science.272.5263.846. .
  23. ↑ von Zahn, U.; Hunten, D.M.; Lehmacher, G. (1998). "Helium in Jupiter's atmosphere: Results from the Galileo probe Helium Interferometer Experiment". Journal of Geophysical Research. 103 (E10): 22815–22829. Bibcode:1998JGR…10322815V. doi:10.1029/98JE00695.
  24. Ingersoll, A.P.; Hammel, H.B.; Spilker, T.R.; Young, R.E. (June 1, 2005). 2018-12-26 at the Wayback Machine (PDF). Lunar & Planetary Institute.
  25. MacDougal, Douglas W. (2012). "A Binary System Close to Home: How the Moon and Earth Orbit Each Other". Newton's Gravity. Undergraduate Lecture Notes in Physics. Springer New York. pp. 193–211. doi:10.1007/978-1-4614-5444-1_10. ISBN 978-1-4614-5443-4. the barycenter is 743,000 km from the center of the sun. The Sun's radius is 696,000 km, so it is 47,000 km above the surface.
  26. Davis, Andrew M.; Turekian, Karl K. (2005). Meteorites, comets, and planets. Treatise on geochemistry. 1. Elsevier. p. 624. ISBN 978-0-08-044720-9.
  27. Jean Schneider (2009). 2011-05-20 at the Wayback Machine. Paris Observatory.
  28. Seager, S.; Kuchner, M.; Hier-Majumder, C.A.; Militzer, B. (2007). "Mass-Radius Relationships for Solid Exoplanets". The Astrophysical Journal. 669 (2): 1279–1297. arXiv:0707.2895. Bibcode:2007ApJ…669.1279S. doi:10.1086/521346.
  29. ↑ How the Universe Works 3. Jupiter: Destroyer or Savior?. Discovery Channel. 2014.
  30. Guillot, Tristan (1999). 2009-09-17 at the Wayback Machine. Science. 286 (5437): 72–77. Bibcode:1999Sci…286…72G. doi:10.1126/science.286.5437.72. .
  31. Burrows, A.; Hubbard, W.B.; Saumon, D.; Lunine, J.I. (1993). "An expanded set of brown dwarf and very low mass star models". Astrophysical Journal. 406 (1): 158–71. Bibcode:1993ApJ…406..158B. doi:10.1086/172427.
  32. Queloz, Didier (November 19, 2002). 2022-09-04 at the Wayback Machine. European Southern Observatory.
  33. ↑ Elkins-Tanton, Linda T. (2006). Jupiter and Saturn. New York: Chelsea House. ISBN 978-0-8160-5196-0.
  34. ↑ 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. (eds.). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-81808-7.
  35. Bodenheimer, P. (1974). "Calculations of the early evolution of Jupiter". Icarus. 23. 23 (3): 319–25. Bibcode:1974Icar…23..319B. doi:10.1016/0019–1035(74)90050–5.
  36. Various (2006). McFadden, Lucy-Ann; Weissman, Paul; Johnson, Torrence (eds.). Encyclopedia of the Solar System (2nd ed.). Academic Press. p. 412. ISBN 978-0-12-088589-3.
  37. Horia, Yasunori; Sanoa, Takayoshi; Ikomaa, Masahiro; Idaa, Shigeru (2007). "On uncertainty of Jupiter's core mass due to observational errors". Proceedings of the International Astronomical Union. 3 (S249): 163–166. Bibcode:2008IAUS..249..163H. doi:10.1017/S1743921308016554.
  38. Lodders, Katharina (2004). "Jupiter Formed with More Tar than Ice". The Astrophysical Journal. 611 (1): 587–597. Bibcode:2004ApJ…611..587L. doi:10.1086/421970.
  39. Kramer, Miriam (October 9, 2013). 2017-08-27 at the Wayback Machine. Space.com. Retrieved August 27, 2017.
  40. Kaplan, Sarah (August 25, 2017). 2017-08-27 at the Wayback Machine. The Washington Post. Retrieved August 27, 2017.
  41. Züttel, Andreas (September 2003). "Materials for hydrogen storage". Materials Today. 6 (9): 24–33. doi:10.1016/S1369–7021(03)00922–2.
  42. Guillot, T. (1999). 2019-10-20 at the Wayback Machine. Planetary and Space Science. 47 (10–11): 1183–200. arXiv:astro-ph/9907402. Bibcode:1999P&SS…47.1183G. doi:10.1016/S0032–0633(99)00043–4.
  43. ↑ Lang, Kenneth R. (2003). 2011-05-14 at the Wayback Machine. NASA. Retrieved January 10, 2007.
  44. 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 (E10): 22857–22889. Bibcode:1998JGR…10322857S. doi:10.1029/98JE01766.
  45. Miller, Steve; Aylward, Alan; Millward, George (January 2005). "Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: The Importance of Ion-Neutral Coupling". Space Science Reviews. 116 (1–2): 319–343. Bibcode:2005SSRv..116..319M. doi:10.1007/s11214-005-1960-4.
  46. 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. 2011-05-14 at the Wayback Machine (PDF). Lunar & Planetary Institute. Retrieved February 1, 2007.
  47. ↑ Burgess, Eric (1982). By Jupiter: Odysseys to a Giant. New York: Columbia University Press. ISBN 978-0-231-05176-7.
  48. Watanabe, Susan, ed. (February 25, 2006). 2011-10-08 at the Wayback Machine. NASA. Retrieved February 20, 2007.
  49. Kerr, Richard A. (2000). 2008-06-06 at the Wayback Machine. Science. 287 (5455): 946–947. doi:10.1126/science.287.5455.946b. Retrieved February 24, 2007.
  50. 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. Bibcode:2006DPS….38.1115S.
  51. ↑ Gierasch, Peter J.; Nicholson, Philip D. (2004). . World Book @ NASA. Archived from the original on January 5, 2005. Retrieved August 10, 2006.
  52. Chang, Kenneth (December 13, 2017). 2017-12-15 at the Wayback Machine. The New York Times. Retrieved December 15, 2017.
  53. Denning, W.F. (1899). "Jupiter, early history of the great red spot on". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 59 (10): 574–584. Bibcode:1899MNRAS..59..574D. doi:10.1093/mnras/59.10.574.
  54. Kyrala, A. (1982). "An explanation of the persistence of the Great Red Spot of Jupiter". Moon and the Planets. 26 (1): 105–7. Bibcode:1982M&P….26..105K. doi:10.1007/BF00941374.
  55. 2016-03-04 at the Wayback Machine (1665–1666.). Project Gutenberg. Retrieved on December 22, 2011.
  57. Cardall, C.Y.; Daunt, S.J. 2004-06-10 at the Wayback Machine. University of Tennessee. Retrieved February 2, 2007.
  58. Phillips, Tony (March 3, 2006). . NASA. Archived from the original on October 19, 2008. Retrieved February 2, 2007.
  59. Harrington, J.D.; Weaver, Donna; Villard, Ray (May 15, 2014). 2019-01-20 at the Wayback Machine. NASA. Retrieved may 16, 2014.
  60. ↑ White, Greg (November 25, 2015). 2017-04-14 at the Wayback Machine. Space.news. Retrieved April 13, 2017.
  61. Sommeria, Jöel; Meyers, Steven D.; Swinney, Harry L. (February 25, 1988). "Laboratory simulation of Jupiter's Great Red Spot". Nature. 331 (6158): 689–693. Bibcode:1988Natur.331..689S. doi:10.1038/331689a0.
  62. ↑ Simon, A.A.; Wong, M.H.; Rogers, J.H.; et al. (March 2015). Dramatic Change in Jupiter's Great Red Spot. 46th Lunar and Planetary Science Conference. March 16–20, 2015. The Woodlands, Texas. Bibcode:2015LPI….46.1010S.
  63. Doctor, Rina Marie (October 21, 2015). 2017-04-14 at the Wayback Machine. Tech Times. Retrieved April 13, 2017.
  64. . 2006. Archived from the original on October 19, 2008. Retrieved March 9, 2006.
  65. Steigerwald, Bill (October 14, 2006). 2019-05-03 at the Wayback Machine. NASA. Retrieved February 2, 2007.
  66. Goudarzi, Sara (May 4, 2006). 2012-06-15 at the Wayback Machine. USA Today. Retrieved February 2, 2007.
  67. Stallard, Tom S.; Melin, Henrik; Miller, Steve; et al. (April 10, 2017). 2022-07-31 at the Wayback Machine. Geophysical Research Letters. 44 (7): 3000–3008. Bibcode:2017GeoRL..44.3000S. doi:10.1002/2016GL071956. PMC 5439487. .
  68. 2021-11-10 at the Wayback Machine (Press release). University of Leicester. April 11, 2017. Retrieved April 13, 2017.
  69. Yeager, Ashley (April 12, 2017). 2022-04-07 at the Wayback Machine. Science News. Retrieved April 16, 2017.
  70. Dunn, Marcia (April 11, 2017). 2022-05-21 at the Wayback Machine. Toronto Star. Associated Press. Retrieved April 13, 2017.
  71. Brainerd, Jim (November 22, 2004). 2021-01-25 at the Wayback Machine. The Astrophysics Spectator. Retrieved August 10, 2008.
  72. . NASA. February 20, 2004. Archived from the on February 13, 2007. Retrieved February 1, 2007.
  73. Herbst, T.M.; Rix, H.-W. (1999). Guenther, Eike; Stecklum, Bringfried; Klose, Sylvio (eds.). Star Formation and Extrasolar Planet Studies with Near-Infrared Interferometry on the LBT. Optical and Infrared Spectroscopy of Circumstellar Matter. 188. San Francisco, Calif.: Astronomical Society of the Pacific. pp. 341–350. Bibcode:1999ASPC..188..341H. ISBN 978-1-58381-014-9. – See section 3.4.
  74. 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. Bibcode:2001Icar..149..357M. doi:10.1006/icar.2000.6539.
  75. . Science@NASA. Archived from the on October 16, 2007. Retrieved February 20, 2007.
  76. Ridpath, Ian (1998). Norton's Star Atlas (19th ed.). Prentice Hall. ISBN 978-0-582-35655-9.
  77. Mallama, A.; Hilton, J.L. (2018). "Computing Apparent Planetary Magnitudes for The Astronomical Almanac". Astronomy and Computing. 25: 10–24. arXiv:1808.01973. Bibcode:2018A&C….25…10M. doi:10.1016/j.ascom.2018.08.002.
  78. 2020-11-07 at the Wayback Machine. NASA. 1974. Retrieved February 17, 2007.
  79. 2022-09-04 at the Wayback Machine. WikiHow. July 28, 2013. Retrieved July 28, 2013.
  80. . ABC News. June 16, 2005. Archived from the on may 12, 2011. Retrieved February 28, 2008.
  81. Rogers, J.H. (1998). "Origins of the ancient constellations: I. The Mesopotamian traditions". Journal of the British Astronomical Association. 108: 9–28. Bibcode:1998JBAA..108….9R.
  82. Harper, Douglas (November 2001). 2008-09-28 at the Wayback Machine. Online Etymology Dictionary. Retrieved February 23, 2007.
  83. 2010-05-09 at the Wayback Machine. April 25, 2010. Retrieved July 14, 2012. In Greek the name of the planet Jupiter is Dias, the Greek name of god Zeus. See also the Greek article about the planet Arxivləşdirilib 2022-04-08 at the Wayback Machine.
  84. Cicero, Marcus Tullius (1888). . Translated by Yonge, Charles Duke. New York, NY: Harper & Brothers. p. 274 – via Internet Archive Arxivləşdirilib 2022-10-01 at the Wayback Machine.
  85. Cicero, Marcus Tullus (1967) [1933]. Warmington, E. H. (ed.). [On The Nature of the Gods]. Cicero. 19. Translated by Rackham, H. Cambridge, MA: Cambridge University Press. p. 175 – via Internet Archive Arxivləşdirilib 2022-10-01 at the Wayback Machine.
  86. 2012-02-16 at the Wayback Machine. Dictionary.com. Retrieved July 29, 2007.
  87. De Groot, Jan Jakob Maria (1912). 2011-07-22 at the Wayback Machine. American lectures on the history of religions. 10. G.P. Putnam's Sons. p. 300. Retrieved January 8, 2010.
  88. Crump, Thomas (1992). The Japanese numbers game: the use and understanding of numbers in modern Japan. Nissan Institute/Routledge Japanese studies series. Routledge. pp. 39–40. ISBN 978-0-415-05609-0.
  89. Hulbert, Homer Bezaleel (1909). 2022-06-23 at the Wayback Machine. Doubleday, Page & company. p. 426. Retrieved January 8, 2010.
  90. 2008-09-16 at the Wayback Machine. Indian Divinity.com. Retrieved February 14, 2007.
  91. Falk, Michael; Koresko, Christopher (2004). "Astronomical Names for the Days of the Week". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 93: 122–33. arXiv:astro-ph/0307398. Bibcode:1999JRASC..93..122F. doi:10.1016/j.newast.2003.07.002.
  92. (in Turkish). NTV. Archived from the on January 4, 2013. Retrieved April 23, 2010.
  93. A. Sachs (May 2, 1974). "Babylonian Observational Astronomy" Arxivləşdirilib 2022-06-18 at the Wayback Machine. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 276 (1257): 43–50 (see p. 44). Bibcode:1974RSPTA.276…43S. doi:10.1098/rsta.1974.0008. JSTOR 74273.
  94. Dubs, Homer H. (1958). "The Beginnings of Chinese Astronomy". Journal of the American Oriental Society. 78 (4): 295–300. doi:10.2307/595793. JSTOR 595793.
  95. Xi, Z.Z. (1981). "The Discovery of Jupiter's Satellite Made by Gan-De 2000 Years Before Galileo". Acta Astrophysica Sinica. 1 (2): 87. Bibcode:1981AcApS…1…85X.
  96. Dong, Paul (2002). China's Major Mysteries: Paranormal Phenomena and the Unexplained in the People's Republic. China Books. ISBN 978-0-8351-2676-2.
  97. Olaf Pedersen (1974). A Survey of the Almagest. Odense University Press. pp. 423, 428.
  98. Pasachoff, Jay M. (2015). "Simon Marius's Mundus Iovialis: 400th Anniversary in Galileo's Shadow". Journal for the History of Astronomy. 46 (2): 218–234. Bibcode:2015AAS…22521505P. doi:10.1177/0021828615585493.
  99. Westfall, Richard S. 2011-05-14 at the Wayback Machine. The Galileo Project. Retrieved January 10, 2007.
  100. O'Connor, J.J.; Robertson, E.F. (April 2003). 2015-07-07 at the Wayback Machine. University of St. Andrews. Retrieved February 14, 2007.
  101. Murdin, Paul (2000). Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Bristol: Institute of Physics Publishing. ISBN 978-0-12-226690-4.
  102. 2006-08-23 at the Wayback Machine. NASA. August 1974. Retrieved August 10, 2006.
  103. 2012-09-06 at Archive.today. MathPages. Retrieved January 12, 2007.
  104. Tenn, Joe (March 10, 2006). 2011-09-17 at the Wayback Machine. Sonoma State University. Retrieved January 10, 2007.
  105. 2008-12-08 at the Wayback Machine. NASA/JPL. October 1, 2001. Retrieved February 21, 2007.
  106. Dunham Jr., Theodore (1933). "Note on the Spectra of Jupiter and Saturn". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 45 (263): 42–44. Bibcode:1933PASP…45…42D. doi:10.1086/124297.
  107. Youssef, A.; Marcus, P.S. (2003). "The dynamics of jovian white ovals from formation to merger". Icarus. 162 (1): 74–93. Bibcode:2003Icar..162…74Y. doi:10.1016/S0019–1035(02)00060-X.
  108. Weintraub, Rachel A. (September 26, 2005). 2011-07-03 at the Wayback Machine. NASA. Retrieved February 18, 2007.
  109. Garcia, Leonard N. 2012-03-02 at the Wayback Machine. NASA. Retrieved February 18, 2007.
  110. Klein, M.J.; Gulkis, S.; Bolton, S.J. (1996). 2015-11-17 at the Wayback Machine. Conference at University of Graz. NASA. Retrieved February 18, 2007.
  111. NASA – November 6, 2015, at the Wayback Machine. NASA. Retrieved on December 22, 2011.
  112. NASA – 2017-07-13 at the Wayback Machine. NASA. Retrieved on December 22, 2011.
  113. Wong, Al (May 28, 1998). 2000-10-17 at the Wayback Machine. NASA. Retrieved November 28, 2006.
  114. Lasher, Lawrence (August 1, 2006). . NASA Space Projects Division. Archived from the on January 1, 2006. Retrieved November 28, 2006.
  115. ↑ Chan, K.; Paredes, E.S.; Ryne, M.S. (2004). "Ulysses Attitude and Orbit Operations: 13+ Years of International Cooperation". Space OPS 2004 Conference. American Institute of Aeronautics and Astronautics. doi:10.2514/6.2004–650–447.
  116. 2012-06-28 at the Wayback Machine. NASA/JPL. January 14, 2003. Retrieved November 28, 2006.
  117. 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. Bibcode:2004Icar..172….1H. doi:10.1016/j.icarus.2004.06.018.
  118. 2011-05-12 at the Wayback Machine. BBC News. January 19, 2007. Retrieved January 20, 2007.
  119. Alexander, Amir (September 27, 2006). . The Planetary Society. Archived from on February 21, 2007. Retrieved December 19, 2006.
  120. ↑ McConnell, Shannon (April 14, 2003). 2006-10-02 at the Wayback Machine. NASA/JPL. Retrieved November 28, 2006.
  121. Magalhães, Julio (December 10, 1996). . NASA Space Projects Division. Archived from on January 2, 2007. Retrieved February 2, 2007.
  122. Dunn, Marcia (August 5, 2011). 2019-09-14 at the Wayback Machine. NBC News. Retrieved August 31, 2011.
  123. Cheng, Andrew; Buckley, Mike; Steigerwald, Bill (May 21, 2008). 2017-05-13 at the Wayback Machine. NASA. Retrieved August 9, 2017.
  124. Chang, Kenneth (June 28, 2016). 2018-08-14 at the Wayback Machine. The New York Times. Retrieved June 30, 2016.
  125. 2017-02-16 at the Wayback Machine. NASA. July 15, 2011. Retrieved October 4, 2015.
  126. 2015-10-03 at the Wayback Machine. Retrieved October 2, 2015
  127. Riskin, Dan (July 4, 2016). Mission Jupiter (Television documentary). Science Channel.
  128. . Wisconsin University-Madison. Archived from on October 16, 2008. Retrieved October 13, 2008.
  129. Sheppard, Scott S. . Department of Terrestrial Magnetism at Carnegie Institution for Science. Archived from on June 7, 2009. Retrieved December 19, 2014.
  130. Musotto, S.; Varadi, F.; Moore, W.B.; Schubert, G. (2002). 2011-08-10 at the Wayback Machine. Icarus. 159 (2): 500–504. Bibcode:2002Icar..159..500M. doi:10.1006/icar.2002.6939.
  131. Jewitt, D.C.; Sheppard, S.; Porco, C. (2004). Bagenal, F.; Dowling, T.; McKinnon, W (eds.). (PDF). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-81808-7. Archived from (PDF) on March 26, 2009.
  132. Nesvorný, D.; Alvarellos, J.L.A.; Dones, L.; Levison, H.F. (2003). 2017-08-09 at the Wayback Machine (PDF). The Astronomical Journal. 126 (1): 398–429. Bibcode:2003AJ….126..398N. doi:10.1086/375461.
  133. Showman, A. P.; Malhotra, R. "The Galilean Satellites". Science. 286 (5437). 1999: 77–84. doi:. ISSN . PMID .
  134. 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. Bibcode:1987Icar…69..458S. doi:10.1016/0019–1035(87)90018–2.
  135. Burns, J. A.; Showalter, M.R.; Hamilton, D.P.; et al. (1999). "The Formation of Jupiter's Faint Rings". Science. 284 (5417): 1146–50. Bibcode:1999Sci…284.1146B. doi:10.1126/science.284.5417.1146. .
  136. Fieseler, P.D.; Adams, O.W.; Vandermey, N.; et al. (2004). "The Galileo Star Scanner Observations at Amalthea". Icarus. 169 (2): 390–401. Bibcode:2004Icar..169..390F. doi:10.1016/j.icarus.2004.01.012.
  137. Burns, J. A.; Simonelli, D. P.; Showalter, M. R.; Hamilton; Porco; Throop; Esposito (2004). 2021-07-15 at the Wayback Machine (PDF). In Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. (eds.). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. p. 241. Bibcode:2004jpsm.book..241B.
  138. Kerr, Richard A. (2004). 2013-09-27 at the Wayback Machine. Science. 306 (5702): 1676. doi:10.1126/science.306.5702.1676a. . Retrieved August 28, 2007.
  139. 2011-07-25 at the Wayback Machine. IAU Minor Planet Center. Retrieved October 24, 2010.
  140. Rafi Letzter (July 18, 2016). 2016-10-03 at the Wayback Machine. Tech Insider. Retrieved July 30, 2016.
  141. Lovett, Richard A. (December 15, 2006). 2018-07-19 at the Wayback Machine. National Geographic News. Retrieved January 8, 2007.
  142. Horner, J.; Jones, B.W. (2008). "Jupiter – friend or foe? I: the asteroids". International Journal of Astrobiology. 7 (3–4): 251–261. arXiv:0806.2795. Bibcode:2008IJAsB…7..251H. doi:10.1017/S1473550408004187.
  143. Overbyte, Dennis (July 25, 2009). 2018-07-19 at the Wayback Machine. The New York Times. Retrieved July 27, 2009.
  144. 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. Bibcode:1997PASJ…49L…1T. doi:10.1093/pasj/49.1.l1.
  145. ↑ Franck Marchis (September 10, 2012). 2012-09-14 at the Wayback Machine. Cosmic Diary blog. Retrieved September 11, 2012.
  146. Baalke, Ron. 2008-08-25 at the Wayback Machine. NASA. Retrieved January 2, 2007.
  147. Britt, Robert R. (August 23, 2004). 2011-01-18 at the Wayback Machine. Space.com. Retrieved February 20, 2007.
  148. 2012-09-21 at the Wayback Machine. ABC News. July 21, 2009. Retrieved July 21, 2009.
  149. Salway, Mike (July 19, 2009). 2012-03-04 at the Wayback Machine. IceInSpace. Retrieved July 19, 2009.
  150. Grossman, Lisa (July 20, 2009). 2009-08-03 at the Wayback Machine. New Scientist.
  151. Bakich, Michael (June 4, 2010). 2014-03-02 at the Wayback Machine. Astronomy. Retrieved June 4, 2010.
  152. Beatty, Kelly (August 22, 2010). 2010-08-27 at the Wayback Machine. Sky & Telescope. Sky Publishing. Retrieved August 23, 2010. Masayuki Tachikawa was observing … 18:22 Universal Time on the 20th … Kazuo Aoki posted an image … Ishimaru of Toyama prefecture observed the event
  153. Hall, George (September 2012). 2012-09-19 at the Wayback Machine. Retrieved September 17, 2012. 10 Sept. 2012 11:35 UT .. observed by Dan Petersen
  154. Malik, SPACE.com, Tariq. 2022-01-27 at the Wayback Machine]. Scientific American. Retrieved March 30, 2016.

Xarici keçidlər

  • Hans Lohninger; et al. (November 2, 2005). . . Virtual Institute of Applied Science. Retrieved March 9, 2007.
  • Dunn, Tony (2006). . Gravity Simulator. Retrieved March 9, 2007. – A simulation of the 62 moons of Jupiter.
  • Seronik, G.; Ashford, A.R. . Sky & Telescope. Archived from on December 10, 2012. Retrieved March 9, 2007.
  • . BBC News. may 2, 2007. Retrieved may 2, 2007.
  • Cain, Fraser. . Universe Today. Retrieved April 1, 2008.
  • . NASA. Archived from on October 20, 2011. Retrieved may 21, 2008.
  • . Planetary Science Research Discoveries. University of Hawaii, NASA. Retrieved November 17, 2015.
  • , album of Juno imagery stitched into short videos
  • Bauer, Amanda; Merrifield, Michael (2009). . Sixty Symbols. Brady Haran for the University of Nottingham.
  • .
  • on YouTube — NASA (8 August 2019)
Mənbə — ""

Informasiya Melumat Axtar

Anarim.Az

Sayt Rehberliyi ile Elaqe

Saytdan Istifade Qaydalari

Anarim.Az 2004-2023