1. Osnovni podatki o Jupitru

Poznan je bil že antičnim astronomom in je dobil ime po rimskem bogu Jupitru (rim. bog neba in vremena). V literaturi se pojavlja tudi latinsko ime Jovian. Leta 1610 je Galileo Galilei odkril štiri Jupitrove satelite (Jo, Ganimed, Evropa in Kalisto). Römer je leta 1675 izkoristil mrke Jupitrovih lun, da je ocenil hitrost svetlobe. Cassini je od 1671 do 1684 leta opazoval pege na Jupitrovi atmosferi in njegovo sploščenost, ki je posledica hitrega vrtenja (Newton). Astronome je do 70. let 19. stoletja zanimalo predvsem opazovanje površja planetov. Preučevali so strukturo Jupitrovih prog. Leta 1878 pa se pozornost preusmeri na veliko Rdečo pego, čeprav je bila opažena že leta 1664 (R. Hook in Cassini).
Je največji planet našega osončja in peti planet od Sonca. Je zelo svetel z magnitudo 2,5. Svetlejši objekti na nočnem nebu so samo še Venera, Luna in včasih Mars. Po planetarnih merilih je Jupiter ogromen, njegova masa presega dvakratno maso vseh ostalih planetov skupaj, natančneje 71% mase vseh planetov, kar znaša 318 zemeljskih mas. Zaradi tega je tudi gravitacijski pospešek velik, ta znaša 23,12 m/s^2. Volumen zavzema 1316 zemeljskih volumnov. Njegova povprečna gostota pa je 1,3 g/cm3, kar pomeni, da je večinoma sestavljen iz najlažjih elementov, vodika in helija. Premer čez ekvator obsega 142.985 km (11 krat večji od zemljinega), čez pola pa 133.718 km. Navidezni premer znaša 42 ločnih sekund. Od Sonca je v povprečju oddaljen 778.412.010 km, kar je 5,2 AU (astronomska enota = oddaljenost Zemlje od Sonca). Zaradi nepravilne orbite se oddaljenost menja od 4,95 do 5,54 AU. Potrebuje kar 11,86 zemeljskih let, da obkroži Sonce. Ekscentričnost njegove orbite pa je 0,048. V opoziciji se pojavi vsakih 13 mesecev. Obhodni čas znaša 9 ur in 55 min. Jupiter ima 16 poznanih satelitov vključno z štirimi Galilejevimi, ki so vidni že z minimalno povečavo. Na njegovi atmosferi se pojavljajo nepravilne pege in proge, ki potekajo vzporedno z ekvatorjem. Pri robu je Jupiter zatemnjen, ker tu pogled prodira skozi debel sloj atmosfere. Zaradi tega se tudi oblaki težje opazijo.

2. Jupitrova atmosfera

Pred odpravo vesoljskih sond Pioneer-ja in Voyager-ja so skozi spektroskopska opazovanja sklepali, da Jupitrova atmosfera vsebuje metan, amoniak, vodik in še nekaj ostalih plinov (v veliko manjših količinah). Menili so, da Jupitrova atmosfera vsebuje približno 84% vodika in 15% helija. Te podatke pa je Jupitrova Galilejeva sonda, ki je decembra leta 1995 vstopila v Jupitrovo atmosfero, ovrgla. Ta sonda je posredovala mnoge osupljive podatke. V kemični sestavi Jupitrove atmosfere so občutno nižje količine helija, neona in določenih težjih elementov (ogljik, kisik in žveplo), od pričakovanih. Kakšni so sklepi teh spoznanj? Večina znanstvenikov verjame, da ima Jupiter podobno sestavo kot plinasti in prašni oblaki primitivnih meglic, iz katerih so nastali sistemi podobni našemu. Morda je na planetu nekaj več težjih elementov, ki so najverjetneje prišli s kometi in meteoriti.
Takšna kemijska sestava je presenetljivo podobna Sončevi. Ocenjeno je bilo, če bi bil Jupiter sestavljen iz dovolj gostih materialov, da bi imel petkratno maso, kot jo ima, bi lahko potekle fuzijske reakcije. Te bi povzročile, da bi se Jupiter razvil v zvezdo.
Med sondinim spustom so ob zaviranju izmerili mnogo višjo atmosfersko gostoto, kot so pričakovali. V skladu s tem so bile višje tudi temperature. Kakšen je mehanizem, ki tako močno segreva tako visoke plasti ozračja, zaenkrat še ni znano.
Atmosfera je debela približno 1000 km. Oblaki se nahajajo v njenem spodnjem delu. Svetloba, ki jo dobimo od Jupitra, prihaja iz višjih slojev oblačnega pokrova. Oblačne proge, ki se nahajajo znotraj Jupitrove atmosfere, so na treh različnih nivojih (vendar ti niso debelejši od 100 km). Vsak od teh nivojev ima različno temperaturo in zaradi tega tudi različno kemijsko sestavo, ki določa njihovo barvo. Najvišje ležeči oblaki s temperaturo -148C so beli oblaki, najverjetneje sestavljeni iz kristalov amoniaka. Vmesni oblaki s temperaturo -40C so rjavo obarvani, ker vsebujejo kristaliziran amonijev hidrosulfid. Najnižje ležeči pa ležijo tako nizko, da atmosfera nad njimi razprši njihovo svetlobo, da so videti modri, kakor zemeljsko nebo podnevi. Ti so sestavljeni iz vode in vodnih kristalov. Presenetljivi so podatki, da je količina vode v Jupitrovi atmosferi veliko manjša od pričakovane. Te podatke je izmerila Galilejeva atmosferska sonda.
Sonda je med svojim 57 minut trajajočim spustom skozi gosto Jupitrovo atmosfero izmerila izjemno močne vetrove in pogoste turbulentne tokove plinov. To govori v prid teorijam, ki predvidevajo, da se energija potrebna za močne vrtinčne tokove, ki so vidni v Jupitrovi atmosferi tudi z Zemlje, dviga iz globoke in zelo vroče notranjosti.
Rdeča pega, najbolj izrazita med Jupitrovimi potezami, kljub opazovanjem s sonde Pioneer in Voyager, še vedno ostaja skrivnost. Pojavilo se je že veliko teorij, kako je ta pojav, ki meri okrog 40.200 km do 32.000 km, lahko preživel najmanj stoletje, v katerem je bil opazovan. Rdeča pega je stara najmanj 300 let, če se raziskave iz 17. stoletja nanašajo na isto pego. Obod rdeče pege se vrti v nasprotni smeri urinega kazalca in se nahaja na južni polobli planeta. Ta smer vrtenja namiguje na to, da je pega območje visokega pritiska. Rdeče barve je verjetno zaradi kristaliziranega fosforja.
Rdeča pega in manjše tvorbe ležijo med dvema pasovoma, kjer veter piha v nasprotnih smereh. Znanstveniki so v notranjosti Jupitra pričakovali hitrost teh vetrov okoli 350 km/h. Po sondinih podatkih pa je bila ta hitrost precej presežena, saj so inštrumenti izmerili hitrosti vse tja do 500 km/h. Hitrost vetrov je ostala konstantna s spuščanjem, kar pomeni, da vetrovi na Jupitru ne nastajajo zaradi razlik v osvetljenosti območij ob ekvatorju in na polih. Skrivnost Jupitrovih vetrov se najverjetneje skriva v notranjosti planeta, ki je, kot vse kaže, zelo vroča. Z oddajanjem toplote v višje dele atmosfere prihaja do vrtinčastih gibanj plinskih mas, ki lahko razložijo tudi zapleteno, barvito Jupitrovo atmosfero. Pasovi po geografski širini ostanejo dokaj nepremični. Pege se vrtijo zaradi različno usmerjenih vetrov, podobno vrtenju valjarja pod premikajočo se maso.
Sonda je merila tudi pogostost svetlobnih bliskov (strel) v notranjosti Jupitra. Ponovno presenečeni znanstveniki so ugotovili, da na Jupitru prihaja do omenjenega pojava okoli desetkrat redkeje kot na Zemlji, kar je popolnoma v nasprotju s pričakovanji. Omenjeno dejstvo pa govori v prid pomankanju vodnih in ledenih oblakov. Manjše število bliskov zmanjšuje tudi verjetnost za nastanek kompleksnih organskih molekul v Jupitrovi atmosferi.
Znanstveniki so glede rezultatov s sonde še skrajno previdni, saj so se zaradi večje gostote atmosfere inštrumenti na krovu sonde bolj segreli, kot je bilo predvideno. Neposredno nad oblaki se nahaja ionosfera. Koncentracija ionov v njej znaša največ 105 do 106 ionov/cm.

Opazovanja z Zemlje so bila pomembna pri določbi notranje zgradbe Jupitra, s podajanjem količin za velikost, obliko in maso planeta. Kljub veliki množini plinov lahko na opazovanjih Jupitrovih satelitov ugotovimo, da ima trdno jedro. Ti sateliti se odzivajo na privlačnost gravitacije celega planeta. Sploščenje oble je posledica vrtilnega momenta. Iz opazovanj gibalnih razmerij lahko astronomi izračunajo navidezno gravitacijsko sploščenost celega planeta. Na plašč vpliva centrifugalna sila, ki se pojavi zaradi Jupitrovega hitrega vrtenja. Vrtenje na plašču je hitrejše kot na nižjeležečem trdnem jedru.
Opazovanja z Zemlje so odkrila drug ključ k notranji zgradbi Jupitra. Planet oddaja približno dvakrat več energije, kot jo prejme od Sonca. Konvekcija je domnevno proces, pri katerem se ta toplota prevaja iz notranjosti Jupitra na površje.
Zaradi velike mase planeta se tlak v globini povzpne na več deset milijonov barov. Proti središču prehaja vodik v tekoče agregatno stanje, in sicer ko temperatura doseže 19.000C in se pojavi visok tlak. Pri globini približno 13.000 km pa se pojavi tekoči metalni vodik. Temperatura proti središču še naprej raste, dokler na globini približno 60.000 km (zunanje površje silikatnega jedra) ne doseže 24.000C.

4. Jupitrovo magnetno polje

Jupitrovo magnetno polje je ogromno, saj se razteza milijone kilometrov v solarni sistem, kljub primerjavi planetove velikosti. Električna aktivnost na Jupitru je tako močna, da vsak dan odda na milijarde watov zemeljskemu lastnemu magnetnemu polju.
Vir Jupitrovega močnega magnetnega polja je verjetno notranji dinamo, ki ga poganja planetovo hitro vrtenje in njegove regije z visokimi temperaturami, ki prevajajo toploto. Jupitrovo magnetno polje je v nasprotni smeri z Zemljinim, tako da bi magnetna igla kompasa kazala ravno obratno kot na Zemlji.
Zunanja regija magnetosfere, ki je pod vplivom pritiska plazme in indukcije (ta nastaja pri vrtenju), je v obliki diska. Vsi Galilejevi sateliti, posebej Jo, so globoko v tem polju. Poleg tega se zdi, da luno Jo razjeda medsebojno delovanje delcev z veliko energijsko vrednostjo znotraj polja in je tudi vir plazme, ki zapolnjuje magnetosfero.

5. Jupitrov sistem prstanov

Eno izmed najbolj presenetljivih odkritij Voyagerja 1 je bilo odkritje sistema tankih prstanov okrog Jupitra (slika 1). To pomeni, da je Jupiter najbližji planet Zemlji, ki ima sistem prstanov. Ta je sestavljen iz drobnih prašnih delcev velikosti mikrona in se razprostira od približno 1,7 do 1,8 Jupitrovega radija. To je bilo nadvse presenetljivo, saj so astronomi do tedaj menili, da v okolici Jupitra niso možne stabilne orbite, kjer bi se nabiral prah, ki bi tvoril prstane. Kljub temu so Nasini strokovnjaki načrtovali vsaj en posnetek, ki bi bil namenjen iskanju prstanov. Čeprav niso verjeli v jhov obstoj, so vendarle hoteli dobiti popolno sliko okolice planeta.
Šele slike s sonde Voyager 2 so razkrile natančno zgradbo prstanov. Sestavljeni so iz treh glavnih delov (gledano od planeta navzven): vertikalno iztegnjenega prstana Hallo, Glavnega prstana (je najsvetlejši) ter tankega Gossamerjevega prstana. Svetli prstan je relativno ozek (29 km) in širok 6.400 km. Njegov notranji rob je od Jupitrovih oblakov oddaljen približno 52.000 km. Gossamerjev disk leži med notranjim robom svetlega prstana in Jupitrom. Šibek Hallo obdaja tako prstan, kakor tudi disk. Debel je približno 20.000 km.
Sistem prstanov, kot ga ima Jupiter, mora imeti stalno oskrbo z materialom, ker se delci nenehno izgubljajo zaradi atmosferskih in drugih učinkov.
Izvor prstana okrog planeta bi lahko bil v razpadu satelita, katerega nestabilna orbita ga je prinesla dovolj blizu Jupitra, da je vstopil v Rochovo mejo. To je minimalna razdalja od središča planeta, izven katere je satelit obstojen pod vplivom svojih lastnih gravitacijskih sil in kjer se materiali zgoščujejo in nastajajo sateliti. Ta meja je od planeta oddaljena za približno 2.45 razdalje planetovega radija. Sateliti, ki krožijo znotraj Rochove meje, so podvrženi pritiskom materinskega planeta. Ta je močnejši kot gravitacijske sile, ki držijo satelit skupaj. Satelite raztrga na majhne delce v primeru, če zaidejo v Rochovo mejo. Material v tem prostoru se ne more nikoli združiti, da bi tvoril satelit. Prstani bi lahko bili ostanki neuspele združitve prvotnega materiala. Astronomi so odkrili, da vsi prstani okrog Jupitra ležijo znotraj Rochove meje.
V začetku septembra 1998 so strokovnjaki z univerze Cornel pojasnili nastanek prstanov. Opazili so, da se glavni svetli prstan razteza točno do majhne Jupitrove lune Adrasteje. Glavni prstan obkroža še tanjši prstan, ki se razteza do drugih dveh Jupitrovih lun, Amalteje in Thebe. Posnetki razkrivajo, da so prstani sestavljeni iz mikroskopskih prašnih delcev, ki prihajajo iz obeh lun. Raziskovalci pravijo, da se prah dviguje z lun ob padcu mikrometeorjev, ki s hitrostjo približno 30 m/s trkajo ob njihovo površje. Na podoben način naj bi nastal tudi glavni prstan, ki naj bi se napajal z drugih dveh lun, Adrestje in Metis. Slike majhnih lun kažejo veliko zanimivih podrobnosti. Na njih lahko vidimo njihovo nepravilno obliko, površje je temno rdeče in polno udarnih kraterjev. Pokazalo se je, da so prašni delci prstanov iz prav takšnega materiala, ki prihaja z lun.

6. Jupitrovi sateliti

To je sistem z najmanj 16 sateliti in jih po naravi razdelimo v štiri skupine (v vsaki po štiri).
V prvi skupini so sateliti, ki so najbližji Jupitru. To so nepravilna planetoidna telesa in se nahajajo v notranjem radiju prstana.

V drugo skupino sodijo galilejski sateliti (Jo, Evropa, Ganimed in Kalisto). Kot prva skupina se tudi oni gibljejo v ravnini Jupitrovega ekvatorja, vendar imajo slabo podaljšane orbite. Obhodni čas teh satelitov je od 1 do 10 dni. Perioda vrtenja pa je sinhronizirana s periodo obhodnega časa, tako da ena stran vedno gleda proti Jupitru. Največji med njimi in največji med vsemi planetarnimi sateliti je Ganimed. Gostota teh satelitov se zmanjšuje z oddaljenostjo od planeta. Ta teza ne nasprotuje, da so nastali v okolici Jupitra in sočasno z njim. Pred sabo imamo tako nekak Sončev sistem v malem. Poleg tega so Jo, Evropa in Ganimed zaklenjeni v resonančnih orbitah z razmerjem 1:2:4. To pomeni, da v času enega Ganimedovega obhoda okoli Jupitra naredi Evropa točno dva, Jo pa štiri.
Razen Ganimedovega so vsa imena ženska in izvirajo iz grške mitologije. Originalna imena so: Io (Ija), Evropa, Ganymedes in Callisto (Kalista).
V tretjo skupino sodijo Leda, Himalia, Lysithea in Elara. Vsi ti sateliti so v eni ravnini. Imajo znatno podaljšane in nagnjene orbite, približno za 30 od Jupitrovega ekvatorja. Oddaljenosti od Jupitra se malo razlikujejo, prav tako se dosti ne razlikujejo njihovi obhodni časi.
Četrto skupino sestavljajo sateliti Ananke, Carme, Pasiphae in Sinope, katerih imena se končajo na ˝e˝. Sateliti tretje in četrte skupine so majhni in nepravilnih oblik.
Sateliti se medsebojno ovirajo pri vrtenju. Čeprav imajo majhne ekscentricitete, se neprestano menjajo.

6. 1. Satelit Jo

Je najbolj notranji izmed štirih velikih galilejskih satelitov. Z eno stranjo je neprestano obrnjena proti Jupitru. Po velikosti in gostoti je podobna Mesecu. Je rumenkastorjave barve. Njen obhodni čas je za polovico krajši kot Evropin. Ta dva satelita sta združena v gravitacijsko resonanco. Zgodnje fotografije iz Voyagerja 1 so pokazale, da ima obilo kraterjev. Odgovor za to so našli, ko so opazovali intenzivno vulkansko aktivnost. Najmanj devet aktivnih vulkanov so videli bruhati. Ko je štiri mesece kasneje prispel Voyager 2, je bilo sedem vulkanov še vedno delujočih. Površje se zaradi tega neprestano obnavlja.
Jo je najbolj aktivno vulkansko telo, poznano v celotnem sončnem sistemu. Orbita lune Jo ni povsem krožna, saj jo gravitacijski sili Ganimeda in predvsem Evrope silita v malenkost elipsast tir. Zaradi ekscentričnosti tira se Jo na svoji orbiti giblje z različnimi hitrostmi, medtem ko je hitrost rotacije ves čas enaka. Zato Jo periodično oscilira levo in desno, to pa dviguje 50-meterska plimska valovanja. Ta plimska energija segreva notranjost Jo, ki je zaradi tega raztaljena. Če v orbitalah Jupitra ne bi bilo drugih velikih satelitov, razen Jo, bi se ekscentričnost njene orbite hitro zmanjšala na nič in vulkanizem bi prenehal.
Ena poluta vsebuje sto vulkanov višjih od 20 km, največji pa segajo tudi do 250 km visoko. Vulkani so večinoma delujoči, tako da po površju tečejo reke tekoče lave. Poleg vulkanov ima tudi gore, ki so visoke do 10 km. Na površju ima tudi veliko razpok in razjed, ki so dolge več sto kilometrov.
Na doslej najboljši sliki Jupitrove lune Jo (slika 4) je umetno delujoče zelenkasto ozadje Jupitrovo oblačno površje. Med zanimivostmi na sliki velja posebej poudariti razločne zelenkaste in nežno vijoličaste odtenke na robovih, svetlih, z žveplovim dioksidom bogatih področij. Temne packe na površju lune Jo, ki so posute s svetlimi rdečimi nanosi, označujejo mesta trenutne vulkanske aktivnosti. Večino svoje nenavadne barvitosti dolguje Jo navzočnosti žveplenih spojin.

6. 2. Satelit Evropa

Je najmanjši satelit izmed galilejskih satelitov. Je po velikosti in masi edini primerljiv z Mesecem. Njena gostota je 2,97 g/cm3. Preučevala jo je sonda Voyager 2. Ima ravno površje brez gora in z zelo malo kraterji, od katerih nobeden ne presega premera 20 km. Njena ledena skorja je debela najmanj 100 km in je prekrižana z črtami in praskami, dolgimi več tisoč in širokimi nekaj sto kilometrov. Večina prask je zapolnjenih z temno obarvanim materialom, nekateri pa tudi s svetlo snovjo (slika 5).

Domnevajo, da se pod Evropinim površjem nahaja ocean. Vendar, da bi se led talil, je potrebna toplota. Domneve pravijo, da Evropa dobiva toploto na podoben način kot Jo, vendar je njen svet uravnan in skoraj brez udarnih kraterjev, kar lahko pomeni samo eno, da je Evropa aktiven svet.
Galileo je pri svojih poletih Evropinega površja odkril še nekaj osupljivih dejstev. To je, da ima Evropa ionosfero in magnetosfero, kar so ugotovili kontrolorji med letom sonde mimo lune. Sondin radijski signal se je v neposredni bližini začel odbijati od plasti elektronov okoli lune. Znanstveniki so nato izračunali, da je elektronska gostota v okolici Evrope približno 10.000 elektronov/cm3. V primerjavi z elektronsko gostoto Jupitrove ionosfere je to malo, vendar dovolj, da lahko predvidevamo obstoj redke plinske ovojnice okoli satelita.
Drugo odkritje pa je obstoj Evropinega lastnega magnetnega polja. Obstoj magnetnega polja se tudi dobro ujema z gravitacijskimi podatki. Ti so namreč pokazali, da je Evropa v notranjosti sestavljena iz več slojev. Povsem v središču je kovinsko jedro, ki ga obdaja plast silikatnih kamnin (verjetno stopljenih), in nato še ledena skorja.

6. 3. Satelit Ganimed

Je največji satelit v sončnem sistemu. Je najsvetlejši in hkrati tudi največji izmed štirih galilejskih satelitov. Geološko je njegova površina zelo raznolika. Starejše površine so temne, mlajše pa svetle. Tretjino polute, ki je obrnjena stran od Jupitra, zavzema temen oval, Galileo Regio, s premerom 4.000 km. V reliefu so vidni številni udarni kraterji, ki so belo obrobljeni. Te obrobe predstavljajo led, ki ga je ob trčenju vrglo ven. Na reliefu se v nekakšnih trakovih pojavljajo slemenita gorovja. Ti trakovi so dolgi več sto kilometrov. Teren se pojavlja v neverjetno izmišljenih oblikah.

6. 4. Satelit Kalisto

Je telo sončnega sestava z največ udarnimi kraterji. Prekrivajo se tako, da med njimi ni ravnega sveta. Je najtemnejši izmed vseh galilejskih satelitov z malo kontrasta. Relief je dokaj raven, kar pomeni, da s časom pride na površju do zravnanja udarnih deformacij. Površje se preoblikuje podobno kot na Zemlji, z ledeniki, ki drsijo v doline. Kraterji se akumulirajo preko kraterja in postopno tonejo v globino, ali pa so prekriti s svežim ledom. Kraterjev večjih od 150 km ni moč zapaziti. Na površju ni gora, kar pomeni, da se površje slabo giblje. Največji pojav je Vallhala. To je sistem koncentričnih krogov s polmerom 1.500 km in je nastal s padcem velikega telesa. To telo je prebilo ledeno površje in ga stalilo. Površje se je ponovno oblikovalo kot valovi na vodi, ko vanjo vržemo kamen.

6. 5. Primerjava Galilejevih satelitov

---

Naprej