Jupiter (0)

Jõgeva Põhikool
8.E klass
Ats Kruvi
JUPITER
Referaat
Juhendaja õpetaja Heli Kopter
Jõgeva 2015
SISUKORD
SISSEJUHATUS 3
1ÜLDANDMED 3
1.1 KOSMOSEJAAMAD JUPITERI UURIMAS 4
1.2 PILVED JA ÕHK RELJEEFI ASEMEL 5
1.3 JUPITERI RÕNGAS 7
2 JUPITERI SÜSTEEM 8
2.1NELI SUURT KAASLAST 9
KOKKUVÕTE 12
KASUTATUD KIRJANDUS 13

SISSEJUHATUS

Pärast Marssi tuleb Päikesesüsteemis tükk tühja maad ja siis algab suurte planeetide piirkond. Jupiter on neist esimene ja ka suurim. Tähistaevas on ta Veenuse järel kõige heledam "täht" ning inimestele ammust ajast tuntud. Jupiteri läbimõõt ületab Maa oma 11,2 korda, tema mass on 318 korda suurem Maa massist ning kaks ja pool korda rohkem kui kõigi teiste planeetide massid kokku.
Jupiter on esimene hiidplaneet nii järjekorra kui ka suuruse mõttes. Tema keskmine kaugus Päikesest -- 5,2 a.ü. -- on üle kolme korra suurem kui neljandal planeedil, Marsil. Jupiter paistab silma heleda ja püsiva valgusega ning ta liigub tähtede vahel soliidse aeglusega. Vist sellepärast peetigi teda antiikajal peajumalaks -- kreeklastele Zeus ja roomlastele Jupiter.

ÜLDANDMED

Jupiter asub Päikesest 5 korda kaugemal kui Maa ja tema tiirlemisperiood on ligi 12 aastat. Et teised hiidplaneedid liiguvad veelgi aeglasemalt, määrab nende näiva liikumise põhiliselt Maa liikumine -- sünoodiline periood on umbes üks aasta. Jupiteri orbiit on peaaegu ringikujuline, kuid siiski piklikum Maa ja Veenuse omadest.
Nagu teisedki selle rühma planeedid , pöörleb Jupiter kiiresti, kusjuures pöörlemisperiood sõltub "geograafilisest laiusest": ekvaatoril kestab ööpäev 9 tundi 50 minutit, poolusel aga viis minutit kauem. Pöörlemistelg on orbiidi tasandiga peaaegu risti (nurk 86,9°), samas tasandis tiirlevad ka viis suuremat kaaslast.
Teleskoobis paistab Jupiter heleda triibulise kettana, mille lähedal on alati näha ühele joonele rivistunud tähekesed -- Jupiteri suured kaaslased. Kokku on neid neli; nende liikumine, varjutused ja üleminekud Jupiteri kettast on hästi jälgitavad juba väikeses teleskoobis. Triibud planeedi pinnal on muutuva kuju ja heledusega, väiksematest detailidest on kuulsaim nn. Suur Punane Laik, mille avastas 1666 . a. Cassini ja mis püsib -- erinevalt teistest, muutlikest detailidest -- oma kohal juba 330 aastat.
Joonis 1. Jupiter
Kiire pöörlemise tõttu on planeet üsna lapik (polaarne läbimõõt on ekvatoriaalsest 9000 km võrra väiksem). Võrreldes Maa rühma planeetidega on Jupiteri tihedus tunduvalt väiksem -- see näitab kergemate elementide, eelkõige vesiniku ja heeliumi suurt osakaalu, mida kinnitab ka spektraalanalüüs. Et Jupiteril on tugev magnetväli , peab tal teoreetiliselt olema ka tahke tuum.
Maapealsete vaatlustega on Jupiteril avastatud veel 9 kaaslast, kuid need on neljast esimesest tunduvalt väiksemad. Kosmoseaparaatide abil on leitud kolm kaaslast ja planeeti ümbritsev rõngas -- erineva suurusega tahketest osakestest koosnev süsteem, laiusega umbes 6000 ja paksusega alla ühe kilomeetri. Rõngas asub planeedi ekvaatori kohal, 55000 km kaugusel pilvekihist.

1.1 KOSMOSEJAAMAD JUPITERI UURIMAS

Kui Jupiteri oleks uuritud vaid teleskoopide abil, oleks esimese hiidplaneedi kohta praeguseks veel kaunis vähe teada. Jupiteri vahetut uurimist alustasid esimestena USA automaatjaamad projektist " Pioneer ". Neile järgnenud USA automaatjaamad " Voyager 1" ja "Voyager 2" startisid 1977. aastal ning möödusid Jupiterist 1979. aasta märtsis ja juulis, jätkates pärast seda teiste Päikesesüsteemi välisplaneetide uurimist. 1995. a. detsembris jõudis Jupiteri juurde USA automaatjaam "Galileo", mis enne hiidplaneedi tehiskaaslaseks minekut saatis planeedi atmosfääri selle uurimiseks sondi. Ta uurib nii Jupiteri ennast kui ka mitmeid tema kaaslasi.
Kosmosejaamad "Voyager" pildistasid möödalennul nii Jupiteri kui selle kaaslasi. Fotodelt võib näha, et Jupiteri pilvekiht on pidevas liikumises, kuigivõrd muutub isegi punane laik. Kaaslastel -- Jupiteri neli suurt kaaslast on mõõtmetelt võrreldavad Kuuga -- on näha detailiderohke tahke pind, pinnastruktuurilt on kaaslased väga erinevad. Lähima kaaslase -- Io -- pind on aktiivne, sealsete vulkaanide purskeid seostatakse lähedalasuva suure Jupiteri poolt esile kutsutud deformatsioonidega. Järgmise -- Europa -- pind on seevastu sile ja detailivaene (oletatakse, et see kujutab endast külmunud ookeani). Sama arvatakse ka välimiste kaaslaste Ganymedese ja Callisto kohta, kuid nende "jääkoor" on paksem ja seetõttu on temas näha ka meteoriidikraatreid.
Spektraalanalüüsi ja kosmosejaama "Galileo" poolt Jupiteri atmosfääri heidetud sondi andmetel moodustab vesinik 86% Jupiteri atmosfäärist. Ülejäänust on enamus heelium , keemilisi ühendeid nagu ammoniaak ja metaan on alla protsendi. Sama koostisega on tõenäoliselt ka ülejäänud osa planeedist. Jupiter kiirgab intensiivset infrapunast kiirgust, tema kogukiirgus ületab Päikeselt saadava energia, mis näitab, et tema sisemuses toimub küllalt intensiivne energiatoodang.

1.2 PILVED JA ÕHK RELJEEFI ASEMEL

Keemilise koostise järgi sarnaneb Jupiter rohkem tähtedega: tema atmosfäär ja arvatavasti ka sisemus koosneb peamiselt vesinikust (mahu järgi 87-90%) ja heeliumist (10-13%). 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. Kui aga siiski Jupiteril pind on olemas, siis see on vähemalt 1000 kilomeetrit planeedi pilvede ülemisest piirist allpool. Ainult väga paksu pilvekihiga saab seletada kummalist asjaolu -- Jupiter pöörleb ekvaatoril kiiremini kui poolustel. Planeedi ekvaator kulutab täispöördeks 9 tundi ja 50 minutit, aga poolustelähedased alad 9 tundi ja 55 minutit. Üleminekud ühelt kiiruselt teisele toimuvad hüppeliselt.
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 (NH3) -- 0,01 mahuprotsenti, metaan (CH4) -- 0,07% ja etaan (C2H6) -- 0,003%. Atmosfääri keskmine molekulmass on 2,2. Lisandid moodustavad paksu ja mitmevärvilise pilvekihi. Jupiteri pilvkate jaguneb vöönditeks ja tsoonideks, kusjuures nad pöörlevad erinevate kiirustega. 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.
Kõige huvitavam objekt Jupiteri nähtaval pinnal on Suur Punane Laik. Teda nähakse juba üle kolmesaja aasta. 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 (PH3). Numbrilised rehkendused ennustavad Jupiteri atmosfääri hiigelkeeristele tuhandete aastate pikkust eluiga. Jupiter kiirgab kaks korda rohkem soojust kui ta ise Päikeselt saab ning läbi paksu õhukihi saab soojus pinnale liikuda ainult konvektsiooni teel. Tekivad tugevad tuuled ja keerised. Tuule tugevuseks on mõõdetud kuni 100 meetrit sekundis.
Joonis 2. Suur Punane Laik
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.

1.3 JUPITERI RÕNGAS

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 kuulsatel Saturni rõngastel. Seetõttu on neid Maalt väga raske märgata, kuid koheselt peale avastamist õnnestus Jupiteri rõngaid ka maapealsest Mauna Kea observatooriumist pildistada.
Rõngas koosneb osakestest läbimõõduga mõnest mikromeetrist mõnede meetriteni. Peegeldumisomaduste põhjal oletatakse, et Jupiteri rõnga koostis langeb kokku Amaltheia koostisega. Nähtavasti on tegemist moodustumata jäänud kuuga: kriitiline piir, nn. Roche'i piir on 2,4 planeedi raadiust. Sellest piirist seespool kaaslased tekkida ei saa.

2 JUPITERI SÜSTEEM

Jupiteri süsteem on täiesti võrreldav päikesesüsteemiga. Ümber peajumala hiigelkera tiirleb 4 planeediväärset kaaslast, 12 pisemat kuud ning rõngas.
Jupiteri kuud saab jagada neljaks grupiks . Esimesed kaks gruppi -- neli sisemist pisikuud ja Galilei kuud -- tiirlevad planeedi ekvaatori tasandil peaaegu ringikujulistel orbiitidel. Neli Galilei kuud väärivad omaette käsitlust ja sellepärast räägime neist lähemalt natuke hiljem. Siinkohal aga tutvume lühidalt ülejäänud pisikuukestega. Kõik kuud on saanud oma nimed peajumala Zeus-Jupiteriga lähedalt seotud isikute või olevuste nimede järgi.
Kõige sisemisemad teadaolevad kaaslased Metis ja Adrasthea asuvad Jupiteri rõnga välispiiril. Nad on tumedad väikesed kuukesed. On üsnagi usutav , et osa Jupiteri rõnga materjali pärineb nende kuude küljest. Võib-olla leidub taolisi väikseid kaaslasi ka rõnga sisemuses (nagu Saturnil). Järgmine kuu Jupiteri poolt lugedes -- Amaltheia -- on samuti väga tume, ta albeedo on vaid 0,05-0,06, see tähendab et ta peegeldab vaid 5-6% pealelangevast valgusest, ülejäänu neeldub. Kaaslane on ebakorrapärase kujuga, ilmselt on ta moodustunud mitme suurema tüki kokkupõrkel. Amaltheia pind on tihedasti kraatritega üle külvatud ning kujutab endast süsiniku ja väävliühendite segu. Ka Theva peaks olema koostiselt sarnane Amaltheiale, ta albeedo on ainult natukene suurem.
Jupiteri välimised kuud võib orbiidi raadiuse järgi jagada kahte gruppi. Planeedile ligema välisgrupi kuud -- Leda, Himalia , Lysitheia ja Elara -- tiirlevad nagu sisemised kuudki Jupiteri pöörlemise suunas. Kaugeim kuude grupp, kuhu kuuluvad Ananke, Carme, Pasiphae ja Sinope, tiirleb aga vastassuunas . Kõikide välimiste kuude orbiidid on tugevasti elliptilised ning orbiitide tasandid on paar-kolmkümmend kraadi Jupiteri ekvaatori tasandi suhtes kaldu. Jupiteri kaugeimate kuude orbiitide raadiused on täitsa võrreldavad Merkuuri orbiidi raadiusega ; veelkord tekib tunne, et Jupiteri süsteem on Päikesesüsteem paar suurusjärku vähendatud mõõtmetega.

2.1NELI SUURT KAASLAST

1610. aasta jaanuaris Galilei avastatud Jupiteri suured kuud näitasid, et ka mõni teine planeet peale Maa võib omada kaaslasi. See oli tähtis tõend Kopernikuse maailmasüsteemi kasuks. Oli ju tolle ajani Kuu ainus teadaolev planeedikaaslane. Esimesena vaatles Jupiteri kaaslasi küll saksa astronoom Simon Marius (Meier), kuid Galilei, kes avastas nad sõltumatult kümme päeva hiljem, taipas esimesena, millega on tegemist. Marius andis kuudele ka kreeka mütoloogiast pärinevad nimed ja rajas sellega traditsiooni, mis kestab tänaseni: planeedid kannavad rooma jumalate nimesid ja nende kaaslastele antakse selle jumalaga seotud isikute või olendite kreekapäraseid nimed.
Joonis 3. Jupiteri suured kaaslased
Galilei kaaslased on planeediväärsed, sisestruktuuri omavad taevakehad , nimetame neid edaspidi Jupiteri suurkuudeks.
Io, Jupiterile lähim Galilei kuudest, on küllaltki hele taevakeha , ta albeedo on 0,6. Io keskmine pinnatemperatuur ekvaatoril on -50°C, kuid on avastatud alasid, kus temperatuur tõuseb kuni kahekümne soojakraadini. Pinna värvus on valdavalt punakasoranzh, polaaralad paistavad rohkem tumepruunikatena, ekvatoriaalaalad heledamatena. Astrogeoloogidele ootamatult avastasid "Voyagerid" Io peal 7 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 maataolistest planeetidest, puuduvad Io pinnal meteoriidikraatrid -- nad on mattunud laava alla. Vulkaanikraatreid on aga suurkuu lausa täis pikitud, keskmine kraatritevaheline kaugus on 250 kilomeetrit. Vulkaanikoonuste läbimõõt on keskmiselt 50 kilomeetrit, 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, heleoranzhid tasandikud, kuid on ka valgeid ja pruune piirkondi. Nende keskel on näha musti või tumepruune laike tegutsevate kraatrite läheduses. Io lõunapooluse läheduses paikneb ilma kraatriteta poolteise kilomeetri kõrgune platoo . Lõuna- parasvöötmes asuvad Io kaks suurt mäge -- Silpium ja Haemus. Haemus on suurim, ta tipp on kümme kilomeetrit kõrgemal ümbritsevast tasandikust. Tegutsevad vulkaanid paiknevad enamasti Io ekvaatori läheduses ning uhkeimad neist kannavad nimesid Pele ja Loki. Ainukesena Galilei kuudest ei ole Io peal leitud jälgi veest. Levinuim ühend suurkuu pinnal on vääveldioksiid.
"Galileo" mõõtis Io Pillan Patera nime kandva vulkaani suudme temperatuuriks 1700°C. Tegemist on üldse Päikesesüsteemi kõige kuumema kohaga (loomulikult Päikese järel...). Maal pole nii kõrget temperatuuri looduslikult esinenud juba mitu miljardit aastat, praegu küünib maistest vulkaanidest purskuva laava temperauur vaid veidi üle 1100°C. Io vulkaani suudme kõrge temperatuur viitab sellele, et ta purskab suure magneesiumisisaldusega laavat. Seni arvati, et Io vulkaanid purskavad vaid väävlit, sest alates vulkaanide avastamisest "Voyager'i" poolt 1979. aastal oli nende temperatuuriks mõõdetud vaid umbes 400°C.
Europa, väikseim Galilei kuudest, on nagu Iogi hele. Suurkuu pinnatemperatuur on öösel -190°C, keskpäeval -150°C. Pinna värvus on valdavalt kollakas, polaaralad on ekvatoriaalaladest heledamad. Europa pind on ämblikuvõrgutaoliselt kaetud suhteliselt tumedate "kanalitega " (albeedo 0,45). Pind "kanalite" vahel on väga hele -- albeedoga 0,7. On alust arvata, et Europa on kaetud õhukese, vaid mõne kilomeetri paksuse jääkihiga ja selle all on ookean või kivitükkidest, jääst ja veest koosnev segu. "Kanalid" on tõenäoliselt praod suurkuu jääkoores. 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 kilomeetrit. Kraatrit ümbritseb alati tunduvalt suurem tume ala. Paljud väikesed tumedad laigud suurkuu pinnal paiknevad oletatavasti väiksemate kraatrite ümber.
Ganymedes, suurim kuu Päikesesüsteemis, peegeldab tagasi 40% pealelangevast valgusest. Võrreldes Io ja Europaga on seda vähe, kuid meie Kuu kõige heledamad alad on veel poole kehvemad peegeldajad. Ganymedese pinnatemperatuur on umbes sama mis Europal. Suurima Galilei kuu pind on hallikaskollast värvi. Pool Ganymedese ainest on silikaadid, pool aga vesi ja jää. Nii rehkendasid teoreetikud kuu keskmise tiheduse järgi. Oletust kinnitavad spektrofotomeetrilised vaatlused ja kraatrite servade kuju -- servad on tekitanud voolava vee pursked kraatri tekkimise käigus.
Ganymedese üldiselt väga tasasel pinnal on näha tumedamaid ja heledamaid alasid. Leidub ka veel väiksemaid heledaid, täiesti siledaid piirkondi. Heledamatel aladel on kraatreid umbes kümme korda vähem kui tumedamatel aladel. Heledamad alad on tihedasti täis vagusid, need on 5-15 kilomeetrit laiad ja kuni sada meetrit kõrged. Tumedamad alad on kaetud kraatritega, mille sügavus pole kuskil üle kilomeetri. Kuni 5-kilomeetrise läbimõõduga kraatrid meenutavad kaussi, 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 kilomeetrit ja laius kuni 250 kilomeetrit. Suurkuu reljeef on pooluste lähedal kaetud õhukeste polaarmütsikestega. Need on jäägid külmunud ja lendunud atmosfäärist.
"Galileo" leidis Ganymedesel ka magnetvälja, mis on ainus teadaolev planeetide kaaslastel ja tugevam kui Merkuuril, Veenusel ja Marsil.
Callisto on kõige tumedam Jupiteri suurkuudest, ta albeedo on vaid 0,2. Tume pind neelab hästi soojust ja sellepärast on suurkuu päevane pinnatemperatuur -120°C, aga öösel vaid -200°C. Ka Callisto koosneb poolenisti veest nagu Ganymedeski, ainult Callisto pinnal on jääd oluliselt vähem. Suurkuu pind on täis meteoriidikraatreid veel tihedamalt kui meie Kuu mandrialad. Callisto kraatrid on lamedad ja madalad ning paljudel neist on ka tsentraalne lohk, kuna kraatrid tekkisid jääd sisaldavasse ainesse . Kraatreid ümbritsev külmunud vesi tekitab tumedale suurkuu pinnale erevalgeid laike, eemalt särab Callisto 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 ja tema heleda keskosa läbimõõt on 600 km, välimiste vallide läbimõõt küünib aga 3000 kilomeetrini. Suure veesisalduse tõttu on Callisto reljeef kaunis tasane, kõrguste vahe ei ületa kuskil ühte kilomeetrit.

KOKKUVÕTE

Väikese pikksilmaga on näha planeedi neli suurt kaaslast ning iseloomulikud vöödid Jupiteri pinnal. Planeet on märgatavalt lapik, sest kiire pöörlemine surub Jupiteri pooluste kohalt kokku. Jupiteri ööpäev kestab napilt alla kümne tunni, tema aasta pikkuseks on umbes 11,9 Maa aastat ehk 10 000 Jupiteri ööpäeva. Planeet väärib igati peajumala nime: ta on 318 korda massiivsem kui Maa ning kaks ja pool korda massiivsem kui kõik teised päikesesüsteemi planeedid kokku. Jupiteri läbimõõt on umbes 140 600 kilomeetrit, 11 korda suurem kui Maal. Läbipaistmatu pilvkatte pärast ei ole võimalik näha Jupiteri pinda ning ta keskmine tihedus leitakse pilvkattega piiratud ruumala järgi. Niiviisi saadakse Jupiteri keskmiseks tiheduseks 1,34 vee tihedust (Maa vastav näit on 5,52). Raskusjõud on Jupiteril 2,8 korda suurem kui Maal. Kui astronaudid kunagi külastaksid Jupiteri, siis nad peavad arvestama, et Maalt äralennuks vajalik kiirus ( paokiirus ) on 11,2 km/s, aga Jupiterilt lahkumiseks on vaja kiirust 61 km/s.

KASUTATUD KIRJANDUS

Eelsalu, H. Astronoomialeksikon. Tallinn, Eesti Entsüklopeediakirjastus, 1996.

Eesti Entsüklopeedia. 6. köide. Tallinn, Valgus, 1992.

Veltmann, Ü. Marss. Planeet, kus on elu? Tallinn, Valgus,1968.

Veskimäe, R. Universum . Tallinn, Loodusajakirjad, 1998.