Jupiter (0)

ÜLDINE
Jupiter on Päikesesüsteemi kõige suurem planeet, mis asub Päikesest umbes 5 korda kaugemal kui Maa, tema mass ületab Maa massi 318 korda ja kõigi teiste planeetide kogumassi umbes 3 korda. Päikese massist on Jupiteri mass ligikaudu 1000 korda väiksem.
Koos kolme teise hiidplaneedi Saturni, Uraani ja Neptuuniga moodustavad nad 99.5% planeetide massist.
AVASTAMINE
Jupiter on heleduselt neljas objekt taevas (pärast Päikest, Kuud ja Veenust; mõnikord on Marss samuti heledam).Teda teatakse juba esiajaloolisest ajast peale. Galileo avastas 1610 . aastal Jupiteri neli suurt kuud Io, Europa, Ganymede ja Callisto (praegu tuntud kui Galileo kuud) ja oli esimene, kes nende liikumise avastas, mis silmnähtavalt ei koondunud Maale. See oli tähtis punkt Kopernikuse planeetide liikumise heliotsentrilise teooria kasuks. [Galileo avameelse toetuse pärast Kopernikuse teooria kasuks arreteeriti ta Inkvisitsiooni poolt. Teda sunniti lahti ütlema oma veendumustest ja vangistati kogu tema ülejäänud eluks.]
Jupiteri külastas esimesena Pioneer 10 aastal 1973 Sellega pandi alus Jupiteri vahetule jälgimisele kosmosest ja võimsa projekti “ Voyager ” ettevalmistusele. Pioneer 10´le järgnes varsti Pioneer 11. Hiljem on Päikesesüsteemi suurimat planeeti külastanud Voyager 1 ja Voyager 2 ning Ulysses.
Detsembris 1995 jõudis Jupiteri juurde USA automaatjaam “Galileo”, mis enne hiidplaneedi tehiskaaslaseks muutumist saatis planeedi atmosfääri uurimissondi.
STRUKTUUR
Jupiteril nagu kõigil hiidplaneetidel, puudub tahke pind. Jupiteri 1000 km paksune atmosfäär koosneb peamiselt vesinikust (70%) ja heeliumist (27%), vähe leidub metaani, ammoniaaki, etaani, atsetüleeni, fosfiini ja veeauru. Atmosfääri all on 24 000 km paksune kiht, milles gaas läheb sujuvalt üle vedelaks molekulaarseks vesinikuks, ja 46 000 km paksune nn. metallilise vesiniku tsoon.
Keemilise koostise järgi sarnaneb Jupiter rohkem tähtedega: See on koostiselt väga lähedane algsele Päikese udukogule, millest moodustus terve Päikesesüsteem. Jupiterist olekski võinud saada täht, kuid selleks oleks ta pidanud olema veel 7-8 korda massiivsem. Tähed tekivad hõreda gaasi kokkutõmbumisel, kui vabaneb niipalju soojust, et aine sisemuses saavad alata termotuumareaktsioonid . Selleks on vaja temperatuuri vähemalt kümme miljonit kraadi. Jupiteri esialgsel kokkutõmbumisel ei läinud ta sisemus küllalt kuumaks ja termotuumareaktsioonid ei puhkenud. Sellest hoolimata kiirgab Jupiter soojuskiirgust ja tõenäoliselt toimub see gravitatsioonilise kokkutõmbumise energia arvel. Planeet on ka tugeva raadiokiirguse allikaks ning selle põhjuseks on Jupiteri väga tugev magnetväli ja teda ümbritsevad kiirgusvööndid.
Enamik uurijaid arvab , et Jupiter on vaid hiiglaslik , keskelt tahkeks kokku surutud gaasimull, ning maataoliste planeetidele iseloomulikku gaasilise ja tahke aine vahelist pinda tal ei olegi.
Meie teadmised Jupiteri sisemusest on väga kaudsed ja tõenäoliselt jäävad selliseks mõneks ajaks
Jupiteril on arvatavasti kivisest materjalist tuum ulatudes kusagil 10 kuni 15 kordse Maa-massini.
Tuuma peal asub põhiline osa planeedist vedela metallilise vesiniku kujul. Selline kõige tavalisema elemendi eksootiline kuju on võimalik ainult üle 4 miljoni baarise rõhu all, nagu on Jupiteri sisemuses. Vedel metalliline vesinik koosneb ioniseeritud prootonitest ja elektronidest (nagu Päikese sisemus, aga palju madalamal temperatuuril). Jupiteri sisemise temperatuuri ja rõhu juures on vesinik vedelik, mitte gaas . Ta on Jupiteri magnetvälja elektrijuht ja allikas. See kiht sisaldab arvatavasti ka natuke heeliumi ja lisandina arenevaid "jääsid".
ATMOSFÄÄR
Jupiteri tihedas õhkkonnas on leitud mitmesuguseid keemilisi ühendeid, nende hulgas ka keerulisi orgaanilisi molekule. Põhikomponentideks on vesinik ja heelium, kuid viimast on oodatust poole vähem. Olulisemad lisandid planeedi atmosfääris on ammoniaak , metaan ja etaan . Atmosfääri keskmine molekulmass on 2,2. Lisandid moodustavad paksu ja mitmevärvilise pilvekihi, mis jaguneb erinevate kiirustega pöörlevateks vöönditeks ja tsoonideks. Vööndid on kitsad ja tumedamad, tsoonid laiad ja heledamad ning kulgevad nad kõik enam-vähem ekvaatoriga paralleelselt. Aeg-ajalt mõned neist laienevad ja ühinevad teistega , vahel osa neist kaob. Ekvaatorile lähedased vööndid on heledamad ja sisaldavad palju tumedaid laike. Tihti on näha ka heledaid ja harva punaseid laike. Planeedi pooluste läheduses leidub laike harva. Kõik need laigud on tegelikult atmosfäärikeerised ja tuletavad meelde maiseid tsükloneid ning antitsükloneid, mida tugevad tuuled edasi kannavad. Tumedad vöödid saavad oma värvi ammoniaagilt ja metaanilt. Need alad paiknevad sügavamal, kus temperatuur on kõrgem.
Pilvede ülapiiril kõigub õhutemperatuur vahemikus -100°C kuni -160°C. Üheatmosfäärilisel rõhul sulab ammoniaak temperatuuril -78°C ja aurustub temperatuuril -33°C ja umbes selline rõhk Jupiteri pilvepiiril ongi. Allapoole minnes kasvab nii rõhk kui temperatuur ja kuskil 12-15 kilomeetri sügavusel, kus õhurõhk ulatub 2-3 atmosfäärini, algavad jääkristallidest koosnevad pilved .
Suur Punane Laik
Kõige huvitavam objekt Jupiteri nähtaval pinnal on Suur Punane Laik, mida on vaadeldud kolm sajandit. Esimesena märkas laiku itaalia rahvusest prantsuse astronoom Cassini 1666 . aastal. 1878. aastast tänaseni vaadeldakse Suurt Punast Laiku pidevalt. Laik on ellipsikujuline ja ta pikem läbimõõt on neli Maa läbimõõtu - 50 000 kilomeetrit, lühem 30 000 km. Laigu suurus ja heledus muutuvad aja jooksul, kuid päris ära ei kao ta kunagi. Suur Punane Laik asub planeedi lõunapoolkeral, umbes kakskümmend kraadi ekvaatorist lõuna pool. “Voyageride” poolt 1979. aastal tehtud fotod näitavad, et tegemist on tõepoolest hiiglasliku antitsükloniga. Punase värvi annab laigule fosfiin.
RÕNGAD
Üle kolme ja poole sajandi peeti planeet Saturni ainulaadseks teda kaunistavate rõngaste tõttu. Tõsi küll, Jupiteri rõngaste olemasolu on pidanud võimalikuks mitmed astronoomid , kuid kõigile pingutustele vaatamata neid avastada ei õnnestunud. 1976. a. saatis automaatjaam "Pioneer-11" Maale andmed laetud osakeste paiknemisest Jupiteri ümbruses. Osakeste jaotus viitas rõngaste olemasolule.
Esimest korda pildistasid Jupiteri rõngaid “Voyagerid” 1979. a. Rõngad paiknevad planeedi ekvatoriaaltasandil umbes 55 000 km kaugusel pilvepiirist, see on kolmveerandi Jupiteri raadiuse kaugusel. Lähima kuuni, Amaltheiani, jääb veel umbes samapalju maad. Rõngaste laius on 6000 km ning paksus umbes 1 km. Selgus, et Jupiteri rõngas koosneb väga tumedatest osakestest , ta pindheledus on üle kümne tuhande korra väiksem kui Saturni rõngastel. Seetõttu on neid Maalt väga raske märgata, kuid koheselt peale avastamist õnnestus Jupiteri rõngaid ka maapealsest Mauna Kea observatooriumist pildistada.
Peegeldumisomaduste põhjal oletatakse, et Jupiteri rõnga koostis langeb kokku Amaltheia koostisega, ehkki kummagi keemiliste elementide sisaldus pole teada. Rõngas koosneb osakestest läbimõõduga mõnest mikromeetrist mõnede meetriteni. Nähtavasti on tegemist moodustumata jäänud kuuga , mis kaaslaseks saamise korral oleks olnud kaks korda suurem Amaltheiast.
MAGNETOSFÄÄR
Jupiteril on hiiglasuur magnetväli, 20 korda tugevam kui Maa oma. Tema magnetosfäär ulatub rohkem kui 650 miljoni km kaugusel // Planeedi võimsad kiirgusvööndid küünivad pinnast 8 miljoni km kauguseni. Jupiteri kuud asetsevad seetõttu tema magnetosfääris, fakt, mis võib osaliselt seletada mõningast aktiivsust Io'l.
ORBIIT JA PÖÖRLEMINE
Jupiter pöörleb kiiresti , kusjuures pöörlemisperiood sõltub “geograafilisest laiusest”: ekvaatoril kestab ööpäev 9 tundi 50 minutit, poolusel aga viis minutit kauem. Jupiteri keskmine orbitaalkiirus on 13,03 km/s. Pöörlemistelg on orbiidi tasandiga peaaegu risti (nurk 86,53°), samal tasandil tiirlevad ka neli suuremat kaaslast . Jupiteri aasta pikkuseks on umbes 11,9 Maa aastat ehk 10 000 Jupiteri ööpäeva
KAASLASED
Jupiteril on 2006. aasta sügiseks teada 63 kuud. Neli suuremat – Io, Europa, Ganymedese ja Callisto – avastas Galileo Galilei 1610, neid võib näha tavalise prismabinokliga. Nad tiirlevad täpselt planeedi ekvaatori tasandis ringjoonelistel orbiitidel . Ülejäänud kuud on korrapäratu kujuga kaljurahnud, nende orbiidid on Jupiteri ekvaatori tasandi suhtes tugevasti kaldu ja erinevad ringjoonest . Need on juhuslikult Jupiteri külgetõmbejõu mõjupiirkonda sattunud asteroidid , mida leitakse tulevikus suure tõenäosusega veelgi.
Io, Jupiterile lähim Galilei kuudest, on küllaltki hele taevakeha ( albeedo 0,6), mille keskmine pinnatemperatuur ekvaatoril on –50oC. Kuid seal on avastatud alasid, kus temperatuur tõuseb kuni kahekümne soojakraadini. Pinna värvus on valdavalt punakasoranz, polaaralad seejuures rohkem tumepruunikad, ekvatoriaalalad heledamad. Astrogeoloogidele ootamatult avastasid “Voyagerid” Io peal seitse tegutsevat vulkaani. Jupiteri lähedusest tingitud loodejõud on Iol väga tugevad ning nende energia arvel kujundavad suurkuu vulkaanid täielikult kogu kaaslase reljeefi. Erinevalt kõikidest teistest Galilei kaaslastest ja Maa-taolistest planeetidest, puuduvad Io pinnal meteoriidikraatrid-nad on mattunud laava alla. Vulkaanikraatreid on aga suurkuu lausa täis pikitud, keskmine kraatritevaheline kaugus on 250 km ja vulkaanikoonuste läbimõõt 50 km, kuid on ka paarisaja-kilomeetrise läbimõõduga vulkaane. Kraatrite sügavus ulatub mõnesajast meetrist kahe kilomeetrini, koonuste kõrgused on tublisti väiksemad. Vulkaanide tõttu on Io üpris tasase reljeefiga.
Suurkuu värvuse määravad väävlirikkad, heleoranzid tasandikud, kuid on ka valgeid ja pruune piirkondi. Io lõunapooluse läheduses paikneb ilma kraatriteta poolteise kilomeetri kõrgune platoo. Lõuna parasvöötmes asuvad Io kaks suurt mäge, Silpium ja Haemus. Viimase tipp tõuseb ümbritsevast tasandikust kümme kilomeetrit kõrgemale. Tegevvulkaanid paiknevad enamasti Io ekvaatori läheduses ning uhkemad neist kannavad Pele ja Lokime.
Ainukesena Galilei kuudest ei ole Io peal leitud vee jälgi. Levinuim ühend suurkuu pinnal on vääveldioksiid. Osa uurijaid arvab, et Io sisemisel kaljupinnasel loksub kolme kilomeetri sügavune vedela väävli ookean. Seda katab umbes sama paks väävlist ning vääveldioksiidist planeedikoor. Enamuse arvates koosneb Io siiski põhiliselt ränirikastest kivimitest , mis on seespool vedelas olekus ning mille koor on kuni 20 km paksune.
Europa, väikseim Galilei kuudest, on samasuguse peegeldumisvõimega nagu Io. Öösel on seal pinnatemperatuur –190, keskpäeval –150 o C. Pinna värvus on valdavalt kollakas, polaaralad ekvatoriaalaladest heledamad. Europa on ämblikuvõrgutaoliselt kaetud suhteliselt tumedate “kanalitega”. Nendevahelised alad on väga heledad. On alust arvata, et Europa on kaetud õhukese, vaid mõne kilomeetri paksuse jääkihiga ja selle all on ookean vöi kivitükkidest, jääst ja veest koosnev segu. “Kanalid” on tõenäoliselt suurkuu jääkoores olevad praod. Sügavaim neist, Minose joon, on kuni kolm kilomeetrit sügav. Europa pind jääpragude vahel on erakordselt tasane , suurimad vallid pole üle paarisaja meetri kõrged. Praeguseks on Europal avastatud kaheksa suurt kraatrit läbimõõduga ligikaudu 20 km. Neid ümbritseb alati tunduvalt suurem tume ala.
Ganymedes, suurim kuu Päikesesüsteemis, peegeldab tagasi 40 protsenti pealelangevast valgusest. Võrreldes Io ja Europaga on seda vähe, kuid näiteks meie Kuu kõige heledamad alad on poole kehvemad peegeldajad. Ganymedese pinnatemperatuur on umbes sama mis Europal, tema pind on hallikaskollast värvi. Pool sealsest ainest koosneb räniühendeist, ülejäänu veest ja jääst. Nii rehkendasid teoreetikud kuu keskmise tiheduse järgi. Oletust kinnitavad spektrofotomeetrilised vaatlused ja kraatrite servade kuju.
Ganymedese üldiselt üsna tasasel pinnal on näha tumedaid ja heledaid alasid. Heledamatel aladel on kraatreid umbes kümme korda vähem kui tumedatel ning need on täis 5-15 km laiusi ja kuni saja meetri kõrgusi vagusid. Tumedamad alad on kaetud kraatritega, mille sügavus pole kusagil üle kilomeetri. Kuni viiekilo meetrise läbimõõduga kraatrid meenutavad kausse, 5-35 kilomeetrised on lamedad, tihti tsentraalmäega nagu Kuul. Suuremad kraatrid on samuti lamedad kuid tsentraalse lohuga. Selliseid kraatreid kuult ei leia, küll aga Marsilt , sest lohuga kraater tekib meteoriidi kukkumisel jäässe. Ganymedese heledamatel aladel leidub ka külmunud veevulkaane, mille kõrgus on kuni 2,5 km ja laius kuni 250 km. Pooluste lähedal on suurkuu kaetud õhukese polaarmütsikestega. Need on jäägid külmunud ja lendunud atmosfäärist. “Galileo” leidis Ganymedesel ka magnetvälja, mis on ainus teadaolev planeetide kaaslastel ja isegi tugevam kui Merkuuril, Veenusel ja Marsil.
 
Kallisto on Jupiteri suurkuudest kõige tumedam , (albeedo vaid 0,2). Tume pind neelab hästi soojust ja sellepärast on suurkuu päevane pinnatemperatuur –120 o C, öösel vaid –200 o C. Ka Kallisto koosneb poolenisti veest, nagu Ganymedeski, ainult Kallisto pinnal on jääd oluliselt vähem. Sealne pind on meteoriidikraatrite poolest rikkam kui meie Kuu mandrialad. Kuid need on lamedad ja madalad. Et kraatreid ümbritsev külmunud vesi tekitab tumedale suurkuu pinnale erevalgeid laike, särab Kallisto nagu kalliskivi .Iseäralikud on suured kraatrid, mis on matrjoska moodi täidetud väiksemate kraatritega nii, et kõigil neil on ühine keskpunkt. Suurim taoline moodustis kannab nime Valhalla. Tema heleda keskosa läbimõõt on 600 km, välimiste vallide läbimõõt küünib aga 3000 km-ni. Suure veesisalduse tõttu on Kallisto reljeef kaunis tasane, kõrguste vahe ei ületa kusagil ühte kilomeetrit.
VAATLEMINE
Enamuse aastast on Jupiter nähtaval, peitudes vaid mõneks nädalaks Päikese taha. Vaatlustingimused sõltuvad peamiselt käändenurgast, st. asukohast ekliptikal -- kui planeet on kaugel lõunataevas, käib ta meil madalalt ning on vaadeldav vaid lühikest aega.
Jupiteri leidmine on tema suure näiva heleduse tõttu lihtne. Enamuse aastast on tema tähesuurus -2 ringis , vaid Päikesele lähenedes väheneb see -1,5-ni.
Et Jupiteri tiirlemisperiood on tunduvalt pikem Maa-aastast, toimub tema vastasseis igal aastal, nihkudes aastaga ühe kuu võrra hilisemale ajale. Parim aeg vaatlusteks on pärast vastasseisu , kuna planeet on siis näha õhtutaevas. Jupiteril pakub huvi kaaslaste liikumine, mis on märgatav juba mõnetunnise vaatluse järel.