Ten artykuł dotyczy planety. Sprawdź też: inne znaczenia tego słowa.

Jowisz 

Mozaika zdjęć Jowisza wykonanych w 2000 przez sondę Cassini. Widoczny jest cień księżyca Europa.
Odkrycie
Odkrywca	Nieznany
Data odkrycia	Znany w starożytności
Charakterystyka orbity (J2000)
Średnia odległość od Słońca	778 412 020 km 5,203 36 j.a.
Długość orbity	4,774 Tm 31,912 2 j.a.
Mimośród	0,048 392 66
Peryhelium	740 742 600 km 4,951 558 43 j.a.
Aphelium	816 081 455 km 5,455 167 59 j.a.
Okres orbitalny	4 333,286 7 dni (11,8565 lat)
Okres synodyczny	398,86 dni
Prędkość orbitalna	min. – 12,44 km/s śred. – 13,07 km/s maks. – 13,72 km/s
Inklinacja	1,305° (6,09° do płaszczyzny równika Słońca)
Satelity naturalne	66[1]
Fizyczne właściwości
Średnica równikowa	142 984 km (11,209 Ziemi)
Średnica biegunowa	133 708 km (10,517 Ziemi)
Spłaszczenie	0,06487
Powierzchnia	62,1796×109 km² (120,5 Ziemi)
Objętość	142,55×1013 km³  (1321,3 Ziemi)
Masa	1,8986×1027 kg (317,83 Ziemi, 0,00095 M☉)
Gęstość	1,326 g/cm³
Przyspieszenie grawitacyjne na równiku	24,79 m/s² (2,530 g)[2]
Prędkość ucieczki	59,5 km/s (5,32 ziemskiej)
Okres rotacji	9 h 55 min 30 s
Prędkość obrotu na równiku	45 360 km/h (12,6 km/s)
Nachylenie osi	3,12°
Deklinacja	64,49°
Albedo	0,52
Temperatura powierzchni	min – 110 K (−163 °C) śred. – 152 K (−121 °C) max – b.d.
Insolacja	50,50 W/m²[2]
Budowa atmosfery
Ciśnienie	70 kPa
Wodór	~86%
Hel	~14%
Metan	~0,1%
Para wodna	~0,1%
Amoniak	~0,02%
Etan	~0,0002%
Fosforowodór	~0,0001%
Siarkowodór	<0,0001%

Jowisz – piąta w kolejności oddalenia od Słońca oraz największa planeta Układu Słonecznego^[3]. Jego masa jest nieco mniejsza niż jedna tysięczna masy Słońca, a równocześnie dwa oraz pół raza większa niż łączna masa wszystkich innych planet w Układzie Słonecznym. Wraz z Saturnem, Uranem oraz Neptunem to gazowe olbrzymy, czasem nazywane także planetami jowiszowymi.

Planetę znali astronomowie w czasach starożytnych, była związana z mitologią oraz wierzeniami religijnymi wielu kultur. Rzymianie nazwali planetę na cześć najważniejszego bóstwa swojej mitologii – Jowisza^[4]. Obserwowany z Ziemi Jowisz może osiągnąć jasność do −2,95^m. Jest to trzeci najjaśniejszy obiekt na nocnym niebie po Księżycu oraz Wenus (także Mars bywa czasami jaśniejszy od Jowisza, zwłaszcza kiedy jest w pobliżu wielkiej opozycji).

Największa planeta Układu Słonecznego składa się w trzech czwartych z wodoru oraz w jednej czwartej z helu; może posiadać także skaliste jądro złożone z cięższych pierwiastków. Z uwagi na szybką rotację przybiera kształt spłaszczonej elipsoidy obrotowej (ma niewielkie, ale zauważalne zgrubienie w płaszczyźnie równika). Powierzchnię planety, którą stanowią nieprzezroczyste wyższe warstwy atmosfery, pokrywa parę warstw chmur, układających się w charakterystyczne pasy widoczne z Ziemi^[5]. Najbardziej znanym szczegółem jego powierzchni jest odkryta w XVII wieku przy pomocy teleskopu Wielka Czerwona Plama, będąca antycyklonem o średnicy większej niż średnica Ziemi. Wokół planety są słabo widoczne pierścienie oraz potężna magnetosfera. Posiada przynajmniej 66 księżyców. Cztery największe, zwane galileuszowymi, odkrył Galileusz w 1610. Ganimedes, największy z księżyców, ma średnicę większą niż planeta Merkury.

Planeta była wielokrotnie badana przez sondy, zwłaszcza na początku programu Pioneer oraz programu Voyager, a następnie przez sondę Galileo. Ostatnia wizyta sondy w okolicach Jowisza miała miejsce pod koniec lutego 2007, wiązała się z misją New Horizons mającą zbadać Plutona. Sonda użyła pola grawitacyjnego Jowisza, aby zwiększyć swoją prędkość. W przyszłości planuje się wysłanie misji mającej badać księżyce lodowe w systemie Jowisza, w tym Europę, posiadającą pod lodową powierzchnią wodny ocean.

Struktura

Jowisz trzeba do gazowych olbrzymów; oznacza to, że w niewielkim stopniu składa się z substancji stałych. Stanowi największą planetę w Układzie Słonecznym, o średnicy równikowej 142 984 km^[2]. Jego gęstość wynosi 1,326 g/cm³^[2]; jest to druga największa gęstość spośród planet-olbrzymów, ale jest mniejsza niż gęstość każdej spośród czterech planet wewnętrznych.

Skład atmosfery

Objętościowo atmosfera Jowisza składa się z około 88–92% wodoru oraz 8–12% helu (około 1% atmosfery stanowią metan, woda oraz amoniak). Atom helu jest cztery razy cięższy niż atom wodoru^[6], więc skład liczony wedle masowego udziału wielorakich substancji w atmosferze jest inny. Pod względem masy atmosfera Jowisza składa się w około 75% z wodoru oraz 24% helu, około 1% masy stanowią pozostałe składniki. Wnętrze Jowisza zawiera gęstsze substancje tak, że jego skład to mniej więcej 71% wodoru, 24% helu oraz 5% innych pierwiastków. Atmosfera zawiera śladowe ilości metanu, pary wodnej, amoniaku oraz związków krzemu. Są też ślady węgla, etanu, siarkowodoru, neonu, tlenu, fosforowodoru, oraz siarki. Najbardziej zewnętrzna warstwa atmosfery zawiera amoniak w postaci kryształów^[7][8]. Poprzez obserwacje w podczerwieni oraz ultrafiolecie znaleziono także śladowe ilości benzenu oraz innych węglowodorów^[9].

Atmosferyczne proporcje wodoru oraz helu są bardzo zbliżone do teoretycznego składu pierwotnej mgławicy słonecznej, jednak neon w górnych warstwach atmosfery jest tylko w stężeniu masowym 20 ppm, co stanowi około jedną dziesiątą stężenia występującego na Słońcu^[10]. Atmosfera jest także nieco uboższa w hel – jest w niej około 80% zawartości helu w Słońcu. Zmniejszenie jego zawartości bywa wynikiem skraplania się oraz opadów helu do jej głębszych warstw^[11]. Zawartość cięższych gazów obojętnych w atmosferze Jowisza jest około dwa do trzech razy większa niż na Słońcu.

Na podstawie spektroskopii uważa się, że Saturn ma skład podobny do Jowisza, ale dalsze planety-olbrzymy, Uran oraz Neptun, zawierają wydatnie mniej wodoru oraz helu^[12]. Z uwagi na niedobór badań przeprowadzonych przez próbniki atmosferyczne, niedobór jest szczegółowych danych dotyczących planet krążących dalej niż Saturn^[13].

Masa

Porównanie wielkości Ziemi oraz Jowisza, w tym Wielkiej Czerwonej Plamy

Masa Jowisza jest 2,5 razy większa od całkowitej masy wszystkich pozostałych planet. Jest on tak masywny, że powoduje przesunięcie się barycentrum Układu Słonecznego ponad powierzchnię Słońca (środek masy układu Słońce-Jowisz leży w odległości 1,068 promienia słonecznego od środka gwiazdy). Mimo że średnica tej planety jest 11 razy większa niż średnica Ziemi, to ma ona wydatnie mniejszą gęstość. Objętość Jowisza jest 1321 razy większa od objętości Ziemi, a jego masa 318 razy większa od masy Ziemi^[2][14]. Jowisz ma promień równy 0,1 promienia Słońca^[15], masę równą 0,001 masy Słońca, co powoduje że ma podobną do niego gęstość^[16]. Masa Jowisza (M_J albo M_Jup) jest wielokrotnie używana jako jednostka przy określaniu masy innych obiektów, w szczególności planet pozasłonecznych oraz brązowych karłów. Dla przykładu planeta HD 209458 b ma masę 0,64 M_J, a COROT-7 b ma masę 0,0151 M_J^[17].

Gdyby Jowisz wydatnie zwiększył swoją masę, to równocześnie skurczyłby się. Przy małych zmianach masy promień planety typu gazowego olbrzyma prawie nie zmienia się, a przy około czterech masach Jowisza wnętrze staje się na tyle sprężone pod wpływem zwiększonej siły grawitacji, że objętość planety maleje, mimo wzrastającej ilości materii. Z tego powodu uważa się, że Jowisz jest planetą o maksymalnej średnicy, jaką może osiągnąć ciało o takim składzie oraz ewolucji. Pewne planety pozasłoneczne posiadają większe średnice, ale są to ciała krążące wydatnie bliżej gwiazd; większe rozmiary są skutkiem wydatnie większego nasłonecznienia oraz temperatury. Proces dalszego kurczenia się przy wzroście masy trwa aż do momentu zapłonu reakcji termojądrowych, który może zajść w przypadku brązowego karła o masie około 50 mas Jowisza^[18]. Z tego powodu niektórzy astronomowie nazywają Jowisza „nieudaną gwiazdą”, choć nie jest jasne, czy procesy związane z tworzeniem się planet takich jak Jowisz są podobne do procesów formowania układów gwiazd wielokrotnych.

Pomimo, że Jowisz musiałby być około 75 razy masywniejszy, aby stać się gwiazdą, najmniejszy znany czerwony karzeł ma tylko o około 16 procent większy promień niż ta planeta^[19][20]. Mimo niemożności zachodzenia reakcji termojądrowych we wnętrzu, Jowisz wypromieniowuje więcej ciepła niż otrzymuje od Słońca. Ilość ciepła wyprodukowanego wewnątrz planety jest prawie równa ilości otrzymywanej od Słońca^[21]. To dodatkowe promieniowanie jest generowane zgodnie z mechanizmem Kelvina-Helmholtza przez adiabatyczną kontrakcję. W wyniku tego procesu promień planety zmniejsza się o około 3 cm rocznie^[22]. Po powstaniu, Jowisz był wydatnie gorętszy, przez co miał około dwa razy większą średnicę niż obecnie^[23].

Budowa wewnętrzna

Model budowy wewnętrznej Jowisza, ze skalistym jądrem otoczonym warstwą metalicznego wodoru

Twierdzi się, że Jowisz składa się z gęstego jądra zawierającego zróżnicowane pierwiastki, otoczonego warstwą ciekłego metalicznego wodoru z dodatkiem helu, oraz warstwy zewnętrznej, złożonej z reguły z wodoru cząsteczkowego^[22]. Poza tym ogólnym zarysem struktura wnętrza jest nieznana. Jądro jest wielokrotnie opisywane jako skaliste, ale jego dokładny skład jest nieznany, analogicznie jak właściwości materiałów w temperaturze oraz ciśnieniu panującym na tych głębokościach (patrz niżej). W 1997 istnienie jądra było zasugerowane przez pomiary grawitacyjne^[22] wskazujące, że ma ono masę od 12 do 45 mas Ziemi, czyli około 3–15% całkowitej masy Jowisza^[21][24]. Obecność jądra przez przynajmniej cząstka historii Jowisza jest sugerowana przez modele powstawania planet, zgodnie z którymi początkowo tworzy się skaliste albo lodowe jądro, wystarczająco masywne aby przyciągnąć wielką ilość wodoru oraz helu z mgławicy protosłonecznej. W późniejszej historii planety jądro, jeżeli istniało, mogło ulec zmniejszeniu, albowiem prądy konwekcyjne w gorącym, ciekłym wodorze metalicznym mogły zmieszać się ze stopioną materią jądra oraz wynieść ją w wyższe warstwy wnętrza planety. Jądro aktualnie może nawet nie istnieć; pomiary pola grawitacyjnego nie były dostatecznie precyzyjne, aby odrzucić tę hipotezę^[22][25].

Niepewność modeli jest związana z marginesem błędu w dotychczasowych pomiarach parametrów: jednego ze współczynników rotacyjnych (J₆) używanego do opisania momentu grawitacyjnego, równikowego promienia Jowisza oraz temperatury na poziomie, na którym ciśnienie ma wartość 1 bara. Misja Juno, zaplanowana na sierpień 2011, prowadzi do zmniejszenie niepewności tych parametrów, a tym samym osiągnięcie postępów w modelowaniu wnętrza Jowisza^[26].

Jądro jest otoczone gęstym wodorem metalicznym, który rozciąga się na zewnątrz do około 78% promienia planety^[21]. Opady kropli helu oraz neonu w głąb planety przez tę warstwę, powodują zubożenie górnej atmosfery Jowisza w te pierwiastki^[11][27].

Ponad warstwą metalicznego wodoru istnieje przejrzysta wewnętrzna atmosfera, w której istnieje ciekły oraz gazowy wodór; warstwa gazowa rozciąga się od podstawy chmur do głębokości około 1000 km^[21]. Zamiast wyraźnej granicy albo powierzchni pomiędzy różnymi fazami wodoru, gaz prawdopodobnie płynnie przechodzi w ciecz^[28][29]. Taka sytuacja ma miejsce, kiedy temperatura jest wyższa od temperatury krytycznej substancji, która dla wodoru jest równa 33 K^[30].

Temperatura oraz ciśnienie wnętrza rośnie z głębokością. W obszarze przejścia fazowego, w którym ciekły wodór – podgrzewany jest ponad punkt krytyczny – staje się metaliczny, szacuje się, że temperatura osiąga 10 000 K, a ciśnienie – 200 GPa. Temperaturę na granicy jądra ocenia się na 36 000 K, a ciśnienie na 3000–4500 GPa^[21].

Atmosfera

Jowisz ma największą atmosferę z planet w Układzie Słonecznym, mającą ponad 5000 km wysokości^[31][32]. Jowisz nie ma stałej powierzchni, za podstawę jego atmosfery uznaje się miejsce, w którym ciśnienie atmosferyczne jest równe 10 barów, czyli jest dziesięć razy większe od ciśnienia na powierzchni Ziemi^[31].

Warstwy chmur

Animacja ukazująca rotację chmur Jowisza. Planeta jest mapowana w odwzorowaniu walcowym. Link do pełnowymiarowej animacji: 1799×720 pikseli.

Jowisz jest stale pokryty chmurami składającymi się z kryształów amoniaku oraz ewentualnie wodorosiarczku amonu. Chmury leżą w tropopauzie oraz układają się w pasma w wielorakich szerokościach jowigraficznych. Dzieli się je na jaśniejsze „strefy” oraz ciemniejsze „pasy”. Wzajemne oddziaływanie tych struktur powoduje powstanie turbulencji oraz układów burzowych. Prędkość wiatru w tych regionach wielokrotnie dochodzi do 100 m/s (360 km/h)^[33]. Strefy zaobserwowano na wielorakich szerokościach; ich kolor oraz intensywność zmienia się z roku na rok, ale pozostają one wystarczająco stabilne, by astronomowie nadali im nazwy^[14].

Warstwa chmur ma tylko około 50 km grubości, a składa się przynajmniej z dwóch pokładów chmur: grubego dolnego pokładu oraz cienkiego jaśniejszego regionu. Poniżej warstwy tworzonej przez amoniak może także istnieć cienka warstwa chmur wodnych, o czym świadczą błyski piorunów wykryte w atmosferze Jowisza^[21] (cząsteczki wody są polarne oraz przyczyniają się do rozdzielenia ładunków, niezbędnego dla powstania błyskawic). Te wyładowania elektryczne bywają nawet tysiąc razy potężniejsze niż błyskawice na Ziemi^[34]. Woda może tworzyć superkomórki burzowe, napędzane przez dopływ ciepła z wnętrza planety^[35].

Pomarańczowe oraz brązowe zabarwienie chmur Jowisza jest spowodowane przez związki, które zmieniają kolor pod wpływem promieniowania ultrafioletowego Słońca. Ich dokładny skład pozostaje nieznany, ale przypuszcza się zachodzenie fosforu, siarki oraz ewentualnie węglowodorów^[21][36]. Związki te, odpowiedzialne za barwę chromofory, mieszają się z cieplejszym, niższym pokładem chmur. Jasne strefy powstają, kiedy ruch wznoszący w obrębie komórek konwekcyjnych powoduje krystalizację amoniaku, którego kryształki zakrywają niższe chmury^[37].

Małe nachylenie osi obrotu Jowisza oznacza, że bieguny stale otrzymują wydatnie mniej słonecznego promieniowania niż okolice równika. Równocześnie konwekcja we wnętrzu planety transportuje więcej energii w okolice biegunów, przez co temperatury na poziomie chmur ulegają wyrównaniu^[14].

Burze

Widok Wielkiej Czerwonej Plamy na Jowiszu oraz jej otoczenia stał się uwieczniony przez sondę Voyager 1 w dniu 25 lutego 1979, kiedy pojazd kosmiczny był w odległości 9,2 miliona km od Jowisza. Widoczne są szczegóły chmur o rozmiarach 160 km. Barwny, falisty układ chmur na lewo od Wielkiej Czerwonej Plamy jest regionem o niezwykle złożonym oraz zmiennym ruchu falowym. Biała owalna burza, bezpośrednio poniżej Wielkiej Czerwonej Plamy, ma rozmiar w przybliżeniu równy średnicy Ziemi.

Najbardziej znaną cechą Jowisza jest Wielka Czerwona Plama, trwały antycyklon, znajdujący się 22° na południe od równika, którego średnica jest większa od średnicy Ziemi. O jego istnieniu wiadomo od przynajmniej 1831^[38]; prawdopodobnie zaobserwowano go już w 1665^[39]. Modele matematyczne wskazują, że burza jest stabilna oraz jest stałą cechą planety^[40]. Ten układ burzowy jest wystarczająco duży, aby móc obserwować go z Ziemi przez teleskop o średnicy 12 cm^[41].

Okres obrotu Wielkiej Czerwonej Plamy wynosi około sześciu dni^[42]. Ma ona rozmiar 24 000–40 000 km × 12 000–14 000 km. Jest wystarczająco duża, aby w swoim wnętrzu pomieścić dwie albo trzy planety o średnicy Ziemi^[43]. Wznosi się maksymalnie na około 8 km ponad górną warstwę sąsiednich chmur^[44].

Burze takie jak ta są powszechnie w atmosferze gazowego giganta. Na Jowiszu są także białe oraz brązowe owale, które nie posiadają nazwy. Na białe owale składają się zwykle stosunkowo chłodne chmury, leżące w górnych warstwach atmosfery. Owale brązowe są cieplejsze oraz leżą na „normalnym” poziomie chmur. Takie burze potrafią trwać zaledwie parę godzin, ale potrafią także istnieć przez setki lat.

Film poklatkowy ze zbliżenia Voyagera I do Jowisza, pokazujący ruch pasów oraz stref w atmosferze planety, a także obrót Wielkiej Czerwonej Plamy. Film w pełnej rozdzielczości: 600×600 pikseli.

Jeszcze zanim misja Voyagera wykazała jednoznacznie, że Wielka Czerwona Plama jest układem burzowym, istniały argumenty na to, że nie może ona być bezpośrednio związana z żadnym zjawiskiem zachodzącym w głębi planety. Plama obraca się bowiem w sposób odmienny od pozostałej części atmosfery, czasem szybciej, czasem wolniej. W trakcie swojej historii kilkukrotnie obiegła planetę w stosunku do jakiegokolwiek innego ustalonego punktu na powierzchni.

Na skutek połączenia kilku białych owali w 2000 w atmosferze półkuli południowej uformowało się zjawisko podobne do Wielkiej Czerwonej Plamy, jednak mniejsze. Białe owale wchodzące w skład burzy zostały po raz pierwszy zaobserwowane w 1938. Od czasu powstania wzrosła ona na sile oraz zmieniła kolor z białego na czerwony^[45][46][47]. Nowo powstały układ burzowy wyznacza się nazwą Owal BA albo Mała Czerwona Plama.

Pierścienie Jowisza

 Osobny artykuł: Pierścienie Jowisza.

Pierścienie Jowisza

Jowisz ma słaby układ pierścieni, składający się z trzech głównych segmentów: wewnętrznego torusa cząsteczek zwanego halo, stosunkowo jasnego pierścienia głównego, oraz zewnętrznego pierścienia ażurowego^[48]. Pierścienie te wydają się być zbudowane z pyłu, a nie z lodu jak pierścienie Saturna^[21]. Podstawowy pierścień jest prawdopodobnie zbudowany z materiału wyrzuconego na skutek uderzeń mikrometeorytów z księżyców Adrastei oraz Metis. Materiał, zamiast opaść z powrotem na księżyc, trafia na orbitę wokół Jowisza ze względu na silny wpływ jego grawitacji. Trajektorie wyrzuconych cząstek sprowadzają je w stronę Jowisza, a nowy materiał jest dodawany przez kolejne uderzenia^[49]. W podobny sposób, księżyce Tebe oraz Amaltea prawdopodobnie wytwarzają dwa zewnętrzne pierścienie ażurowe^[49]. Istnieją także dowody na istnienie pasma skalistych cząstek na orbicie Amaltei, które mogły zostać wyrzucone przez impakty z powierzchni tego księżyca^[50].

Magnetosfera

Schemat magnetosfery Jowisza; turkusowe linie to linie pola magnetycznego, na czerwono zaznaczono torus zjonizowanej materii na orbicie Io, żółty kolor wskazuje położenie chmury neutralnych cząstek pochodzących z księżyca.

Pole magnetyczne Jowisza jest 14 razy silniejsze od ziemskiego pola, osiągając wartości od 0,42 mT (4,2 gausy) na równiku do 1,0–1,4 mT (10–14 Gs) na biegunach. Jest ono najsilniejszym naturalnym polem magnetycznym w Układzie Słonecznym (z wyjątkiem plam słonecznych^[37]). Twierdzi się, że pole magnetyczne Jowisza jest wytwarzane przez prądy wirowe – zawirowania przepływu materiałów przewodzących – wewnątrz płaszcza metalicznego wodoru. Pole, tworzące na zewnątrz planety rozległą magnetosferę, zatrzymuje zjonizowane cząstki wiatru słonecznego. Elektrony pochodzące z plazmy uwięzionej w magnetosferze (porównaj z pasami Van Allena) jonizują dwutlenek siarki, dostarczany przez aktywność wulkaniczną na księżycu Io, tworzący chmurę w kształcie torusa wokół planety. W magnetosferze są także uwięzione cząsteczki wodoru z atmosfery Jowisza. Elektrony w magnetosferze generują szum radiowy w zakresie 0,6–30 MHz^[51].

W odległości około 75 promieni Jowisza od planety, oddziaływanie magnetosfery oraz wiatru słonecznego tworzy łukową falę uderzeniową. Odległość magnetopauzy Jowisza w kierunku Słońca podlega fluktuacjom, spowodowanym zmianami w ciśnieniu wiatru słonecznego. Magnetopauza tworzy wewnętrzną krawędź płaszcza magnetycznego (ang. magnetosheath), gdzie pole magnetyczne planety staje się słabe oraz niezorganizowane. Wiatr słoneczny ma silny wpływ na kształt tego regionu, powodując wydłużanie się magnetosfery po „zawietrznej” stronie Jowisza tworząc „ogon magnetyczny” (ang. magnetotail), który sięga prawie orbity Saturna. Orbity czterech największych księżyców Jowisza leżą w obrębie magnetosfery, która chroni je przed wiatrem słonecznym^[21] oraz równocześnie powoduje bombardowanie ich powierzchni wysokoenergetyczną plazmą.

Zorza polarna na Jowiszu. Trzy jasne punkty składają się na strumienie indukcji magnetycznej sięgające do księżyców Io (lewy), Ganimedesa (u dołu) oraz Europy (także u dołu). Prócz tego, widoczny jest bardzo jasny, prawie kołowy region zwany podstawowym owalem oraz słabsze zorze.

Magnetosfera jest przyczyną emisji fal radiowych z okolic biegunów Jowisza. Proces ten zaczyna się, kiedy na skutek aktywności wulkanicznej Io do magnetosfery Jowisza wprowadzane są gazy, które składają się na torus wokół planety. Ruch księżyca przez ten torus powoduje powstawanie fal Alfvéna, które przenoszą zjonizowaną materię w okolice biegunów Jowisza. W rezultacie fale radiowe są generowane jako promieniowanie cyklotronowe, a energia jest emitowana wzdłuż powierzchni stożkowej. Gdy Ziemia przecina ten stożek, natężenie fal radiowych z Jowisza może przekroczyć natężenie fal emisji słonecznej^[52].

Orbita oraz obrót

Jowisz jest jedyną planetą, dla której środek masy układu planeta-Słońce istnieje ponad powierzchnią Słońca, choć w odległości zaledwie 7% promienia gwiazdy^[53]. Średnia odległość pomiędzy Jowiszem a Słońcem to 778 milionów km (około 5,2 razy więcej niż odległość od Ziemi do Słońca, czyli 5,2 j.a.). Okres obiegu planety wokół Słońca to 11,86 lat^[2]. Jest on równy dwóm piątym okresu orbitalnego Saturna, co powoduje istnienie rezonansu pomiędzy dwoma największymi planetami Układu Słonecznego^[54]. Eliptyczna orbita Jowisza jest nachylona o 1,31° w stosunku do orbity Ziemi. Z uwagi na mimośród równy 0,048, odległość Jowisza od Słońca zmienia się o 75 milionów km pomiędzy peryhelium oraz aphelium, czyli odpowiednio najbliższym oraz najbardziej oddalonym punktem orbity planety.

Nachylenie osi obrotu Jowisza jest stosunkowo niewielkie – tylko 3,13°^[2]. W wyniku tego na planecie nie zachodzą wyraźne zmiany pór roku, w przeciwieństwie dla przykładu do Ziemi oraz Marsa^[55].

Jowisz jest planetą najszybciej obracającą się wokół własnej osi ze wszystkich planet Układu Słonecznego – jego okres obrotu wynosi niecałe dziesięć godzin. Powoduje to powstanie wybrzuszenia równikowego, łatwo dostrzegalnego z Ziemi nawet przez amatorski teleskop. Przyspieszenie odśrodkowe wynikające z tego obrotu na równiku ma wartość około 1,67 m/s², w porównaniu z przyspieszeniem grawitacyjnym na równiku równym 24,79 m/s². W efekcie wypadkowe przyspieszenie odczuwalne na równiku ma wartość tylko 23,12 m/s². Planeta ma kształt spłaszczonej elipsoidy obrotowej, co oznacza, że średnica mierzona na równiku jest większa niż średnica mierzona pomiędzy jej biegunami geograficznymi. Na Jowiszu różnica pomiędzy średnicą równikową a biegunową wynosi 9275 km^[29].

Obserwacje

Jowisz w maksimum jasności jest czwartym najjaśniejszym obiektem na niebie (po Słońcu, Księżycu oraz Wenus)^[37], przy czym jest najjaśniejszą "gwiazdą" którą da się obserwować przez całą noc, jednak czasem Mars bywa nieco jaśniejszy od Jowisza. W zależności od pozycji Jowisza w odniesieniu do Ziemi, jego obserwowana wielkość gwiazdowa może się zmieniać od −2,9^m w opozycji do −1,6 podczas koniunkcji ze Słońcem. Średnica kątowa Jowisza waha się od 50,1 do 29,8 sekundy^[2]. Wielka opozycja występuje, kiedy Jowisz przechodzi przez peryhelium, co następuje raz w ciągu roku jowiszowego (ok. 12 lat). Z uwagi na z tym, że Jowisz zbliża się aktualnie do peryhelium, które osiągnie w marcu 2011, we wrześniu 2010 miała miejsce ostatnia wielka opozycja^[56].

Fragment toru ruchu Jowisza względem gwiazd

Ziemia wyprzedza Jowisza w ruchu orbitalnym wokół Słońca co 398,9 dni; okres ten zwany jest okresem synodycznym. Gdy ma to miejsce, Jowisz porusza się ruchem wstecznym w stosunku do gwiazd tła, zakreślając na sferze niebieskiej pętlę.

W przybliżeniu 12-letni okres orbitalny Jowisza odpowiada 12 astrologicznym znakom zodiaku; ich pochodzenie może wiązać się z tą obserwacją^[14]. W każdej kolejnej opozycji Jowisz istnieje około 30° dalej na wschód, niż podczas poprzedniej, a zatem w kolejnej konstelacji zodiaku.

Gdyż orbita Jowisza istnieje ponad 5 razy dalej od Słońca niż ziemska, kąt pomiędzy Słońcem, Jowiszem a Ziemią (kąt fazowy), wcale nie przekracza 11,5°. Oznacza to, że planeta, obserwowana przez teleskopy naziemne, prawie stale wydaje się w pełni oświetlona. Dopiero sondy wysyłane w kierunku Jowisza uzyskały obrazy jego tarczy w znacznym stopniu skrytej w cieniu, w formie półksiężyca^[57].

Badania oraz odkrycia

Obserwacje Jowisza prowadzone były przez astronomów babilońskich tysiące lat p.n.e.^[58] Chiński historyk astronomii Xi Zezong twierdzi, że chiński astronom Gan De dokonał odkrycia jednego z księżyców Jowisza w 362 p.n.e gołym okiem. Jeśli jest to prawda, to odkrycie to wyprzedza osiągnięcia Galileusza o prawie dwa tysiąclecia^[59][60]. Jest to możliwe, albowiem wszystkie księżyce galileuszowe bywają w sprzyjających warunkach obserwowane gołym okiem, choć zwykle giną w blasku Jowisza.

Naziemne obserwacje teleskopowe

W 1610 włoski astronom Galileusz odkrył, za pomocą skonstruowanego przez siebie teleskopu, cztery największe księżyce Jowisza: Io, Europę, Ganimedesa oraz Kallisto – dziś zwane księżycami galileuszowymi. Odkrycie to uważane jest za pierwszą teleskopową obserwację księżyców innych niż ziemski. Obserwacja Galileusza była także pierwszym dowodem na to, że ruch ciał niebieskich nie przebiega się tylko oraz jedynie dookoła Ziemi. Stało się ono ważnym argumentem na rzecz kopernikańskiej teorii heliocentrycznej; otwarte poparcie teorii Kopernika przez Galileusza uczyniło interwencję inkwizycji^[61].

W latach 60. XVII wieku, Giovanni Cassini przy użyciu nowego teleskopu zaobserwował plamy oraz kolorowe pasy na Jowiszu, a także zauważył, że planeta jest spłaszczona na biegunach. Był także w stanie oszacować okres obrotu planety^[8]. W 1690 Cassini zauważył, że atmosfera ulega rotacji różnicowej^[21].

Szczegóły atmosfery Jowisza w nienaturalnych barwach na zdjęciu z sondy Voyager 1, ukazujące Wielką Czerwoną Plamę oraz biały owal, który się do niej zbliżył

Wielka Czerwona Plama, niezwykle charakterystyczny oraz wyraźny element tarczy Jowisza, znajdujący się na południowej półkuli planety, być może była zaobserwowana już w 1664 przez Roberta Hooke'a oraz w 1665 przez Cassiniego, choć jest to dyskusyjne. Najstarszy znany rysunek Wielkiej Czerwonej Plamy wykonał farmaceuta Heinrich Schwabe w 1831^[62].

Wielka Czerwona Plama była podobno kilkakrotnie niewidoczna pomiędzy 1665 oraz 1708 rokiem, zanim ponownie stała się bardzo dobrze widoczna w 1878. Ponownie blaknięcie miało miejsce w 1883 oraz na początku XX wieku^[63]. Mogło to być skutkiem przejściowego zmniejszenia intensywności tego antycyklonu, któremu barwę nadaje, jak się sądzi, ciemniejszy materiał wynoszony z głębszych warstw atmosfery.

Zarówno Cassini, jak oraz Giovanni Borelli starannie przygotowywali tabele ruchów księżyców Jowisza, które pozwalają przewidzieć czas, kiedy księżyce znajdą się przed albo za planetą. W latach 70. XVII w. zaobserwowano jednak, że kiedy Jowisz znajdował się po przeciwnej stronie Słońca niż Ziemia, wydarzenia te potrafią się pojawić około 17 minut później, niż oczekiwano. Ole Rømer wywnioskował, że obserwacja nie następuje natychmiastowo (wyjaśnienie to wcześniej było odrzucone przez Cassiniego^[8]), a obserwowana rozbieżność bywa użyta do oceny prędkości światła^[64].

W 1892 E. E. Barnard odkrył piątego satelitę Jowisza za pomocą 36-calowego (910 mm) refraktora w Obserwatorium Licka w Kalifornii. Odkrycie tego stosunkowo niewielkiego obiektu świadczyło o jego dobrym wzroku oraz szybko uczyniło go sławnym. Księżyc stał się później nazwany Amaltea^[65]. To był ostatni księżyc odkryty bezpośrednio poprzez obserwację wzrokową^[66]. Kolejnych osiem księżyców odkryła sonda Voyager 1, podczas przelotu w pobliżu Jowisza w 1979.

Zdjęcie Jowisza w podczerwieni, wykonane przez teleskop VLT z Europejskiego Obserwatorium Południowego

W 1932 Rupert Wildt zidentyfikował linie spektralne amoniaku oraz metanu w widmie Jowisza^[67].

Trzy białe owale w Południowym Pasie Umiarkowanym atmosfery Jowisza, będące silnymi antycyklonami, zostały zaobserwowane w 1938. Przez parę dziesięcioleci pozostawały wyraźnie widoczne, co pewien czas zbliżając się, lecz pozostając oddzielnymi tworami. W 1998 dwa spośród tych owali zlały się w jeden układ burzowy, który następnie wchłonął trzeci biały owal w 2000, stając się Owalem BA^[68]. Od tamtego czasu burza przybrała na sile, m.in. zmieniając kolor z białego na czerwony.

Obserwacje radiowe

W 1955 Bernard Burke oraz Kenneth Franklin wykryli wybuchy sygnałów radiowych pochodzących z Jowisza, o częstotliwości 22,2 MHz^[21]. Okres tych błysków odpowiadał obrotowi planety, co pozwoliło poprawić dokładność wyznaczenia prędkości obrotu. Wybuchy radiowe na Jowiszu są w dwóch postaciach: wybuchy długie (L-wybuchy) trwające do kilku sekund oraz wybuchy krótkie (S-wybuchy), których okres jest krótszy niż jedna setna sekundy^[69].

Naukowcy odkryli, że są trzy formy sygnałów radiowych emitowanych przez Jowisza.

• Dekametrowe wybuchy radiowe (długości fal rzędu dziesiątek metrów) zmieniają się z obrotem Jowisza, ma na nie wpływ oddziaływanie Io z polem magnetycznym planety^[70].
• Decymetrowa emisja radiowa (długości fal rzędu centymetrów, decymetrów) była zaobserwowana przez Franka Drake'a oraz Hein Hvatum w 1959^[21]. Sygnał ten pochodził z toroidalnego pasa położonego w płaszczyźnie równika Jowisza. Przyczyną jego istnienia jest promieniowanie cyklotronowe emitowane przez elektrony, przyspieszane w polu magnetycznym planety^[71].
• Promieniowanie cieplne jest wypromieniowywane przez atmosferę Jowisza^[21].

Badania oraz wyprawy

Od 1973 parę sond kosmicznych odwiedziło Jowisza. Pierwszą z nich był Pioneer 10. Sonda przeleciała na tyle blisko Jowisza, by zaobserwować właściwości oraz zjawiska zachodzące na największej planecie Układu Słonecznego^[72][73]. Loty do innych planet są realizowane kosztem energii, która jest wielokrotnie opisywana przez parametr delta-v, czyli zmianę prędkości netto statku kosmicznego. Dotarcie do Jowisza z Ziemi wymaga delta-v równego 9,2 km/s^[74], która jest porównywalna do wartości delta-v koniecznej do osiągnięcia niskiej orbity Ziemi, równej 9,7 km/s^[75]. Na szczęście przy lotach międzyplanetarnych bywa stosowana asysta grawitacyjna, która dopuszcza zaoszczędzić energię, jednak kosztem wydatnie dłuższego czasu trwania lotu^[74].

Misje badawcze

Zdjęcie Jowisza zrobione przez Voyagera 1 24 stycznia 1979, z odległości 40 milionów km

Od 1973 parę sond kosmicznych dokonało przelotu koło planety, zbliżając się na odległość dogodną do obserwacji Jowisza. Program Pioneer przyniósł pierwsze zdjęcia atmosfery planety oraz jej kilku księżyców. Odkryto, że promieniowanie w pobliżu planety było wydatnie silniejsze niż oczekiwano, ale obu sondom udało się przetrwać w tym środowisku. Pomiary trajektorii sond zostały wykorzystane do poprawienia dokładności wyznaczenia masy Jowisza. Przesłonięcie sygnałów radiowych przez planetę pomogło lepiej określić średnicę Jowisza oraz jego spłaszczenie^[14][77].

Sześć lat później Voyager wykonał wydatnie lepsze zdjęcia księżyców Jowisza oraz odkrył system jego pierścieni. Wielka Czerwona Plama okazała się ogromnym stałym antycyklonem. Porównanie wykazało, że Czerwona Plama zmieniła kolor od czasu misji Pioneer – z pomarańczowego na ciemnobrązowy. Odkryto strumień zjonizowanych atomów na orbicie Io, a na jej powierzchni znaleziono ślady wybuchów wulkanów; pewne z nich były nawet aktywne w czasie misji. Podczas lotu Voyager przeleciał nad nocną, niewidoczną z Ziemi stroną planety, obserwując błyskawice w atmosferze^[7][14].

Kolejną misją wysłaną w kierunku Jowisza była sonda Ulysses, wykorzystała ona manewr grawitacyjny w pobliżu Jowisza do osiągnięcia orbity wokół Słońca. Podczas tego przelotu sonda prowadziła badania magnetosfery Jowisza. Jednak Ulysses nie ma kamer oraz nie mógł wykonać zdjęć. Drugi przelot odbył się sześć lat później, w dużo większej odległości od planety^[76].

W 2000 roku sonda Cassini, w drodze do Saturna, przeleciała w pobliżu Jowisza oraz przekazała jedne z najlepszych zdjęć, o najwyższej rozdzielczości, w historii badań planety. 19 grudnia 2000 roku sonda sfotografowała księżyc Himalia, ale rozdzielczość była zbyt niska, aby uwidocznić jakiekolwiek szczegóły powierzchni^[78].

Sonda New Horizons, w drodze do Plutona przeleciała blisko Jowisza, dokonując obserwacji planety, jej księżyców oraz pierścieni. Największego zbliżenia dokonała 28 lutego 2007 roku^[79]. Czujniki sondy zmierzyły produkcję plazmy, pochodzącej z wulkanów na Io; sonda zbadała wszystkie cztery galileuszowe księżyce, jak także obserwowała z dystansu zewnętrzne księżyce: Himalię oraz Elarę^[80]. Fotografowanie systemu Jowisza rozpoczęła 4 września 2006 roku^[81][82].

Misja Galileo

Jowisz widziany przez sondę Cassini

Jak dotąd (2010) jedyną sondą na orbicie Jowisza był Galileo, który wszedł na orbitę wokół planety 7 grudnia 1995 roku. Krążył tam przez ponad siedem lat, wykonując wiele przelotów nad wszystkimi księżycami galileuszowymi oraz Amalteą. Statek był także świadkiem uderzenia komety Shoemaker-Levy 9, kiedy zbliżyła się do Jowisza w 1994 roku, dając unikalną okazję do obserwowania tego zdarzenia. Jakkolwiek ilość informacji, przesłanych przez sondę Galileo, była ogromna, to przewidziana przepustowość łącza radiowego była ograniczona przez nie w pełni rozwiniętą antenę o wysokim wzmocnieniu^[83].

Próbnik atmosferyczny stał się wypuszczony z sondy w lipcu 1995 roku, wchodząc w atmosferę planety 7 grudnia. Podczas opadania na spadochronie przez 150 km atmosfery, zbierał dane przez 57,6 minuty nim stał się zmiażdżony przez ciśnienie (około 22 razy większe niż ziemskie, przy temperaturze 153 °C)^[84]. W dalszej kolejności uległ stopieniu oraz prawdopodobnie wyparował. Orbiter Galileo także czekał ten sam los, chociaż szybszy, kiedy sonda była celowo skierowana na kurs kolizyjny z planetą 21 września 2003 roku, z prędkością powyżej 50 km/s. Naukowcy zdecydowali się na ten krok, aby uniknąć jakiejkolwiek możliwości uderzenia oraz ewentualnego skażenia Europy – księżyca, na którym przypuszczalnie panują warunki pozwalające na istnienie życia^[83].

Misje przyszłe oraz odwołane

NASA zaplanowała misję, która będzie przeprowadzała szczegółowe badania Jowisza z orbity okołobiegunowej. Wystrzelenie sondy Juno nastąpiło na 5 sierpnia 2011 roku, za pomocą rakiety nośnej Atlas V^[85].

Plany dotyczące następnej misji mającej na celu badanie księżyców galileuszowych kilkakrotnie ulegały zmianom. Z uwagi na możliwość istnienia pod powierzchnią ciekłych oceanów na Europie, Ganimedesie oraz Kallisto, zainteresowanie szczegółowymi badaniami tych lodowych księżyców jest ogromne. Trudności z finansowaniem opóźniły jednak postępy. Zaprojektowany przez NASA Jupiter Icy Moons Orbiter (JIMO) stał się odwołany w 2005 roku^[86]. Europejska Agencja Kosmiczna rozważała także misję Jovian Europa Orbiter^[87]. Projekty te zostały zastąpione przez wspólnie przygotowywaną misję Europa Jupiter System Mission – Laplace (EJSM/Laplace). W lutym 2009 roku ogłoszono, że ESA oraz NASA dały misji pierwszeństwo przed konkurencyjną misją Titan Saturn System Mission (TSSM) do układu Saturna^[88][89]. EJSM miała się składać z kierowanego przez NASA Jupiter Europa Orbiter (JEO) oraz kierowanego przez ESA Jupiter Ganymede Orbiter (JGO)^[90], wystrzelenie sond planowano około 2020 roku. W kwietniu 2011 roku ESA uznała jednak, że planowany budżet amerykańskiej agencji stawia wspólną misję w 2020 pod znakiem zapytania^[91] oraz lepszym rozwiązaniem będzie samodzielne wysłanie sondy, opartej na projekcie JGO. Projektowana misja była nazwana Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE)^[92].

Księżyce

  W Wikimedia Commons leżą multimedia związane z tematem:
Księżyce Jowisza

 Osobny artykuł: Lista naturalnych satelitów Jowisza.

Porównanie rozmiarów księżyców galileuszowych oraz Jowisza. Od góry do dołu: Io, Europa, Ganimedes oraz Kallisto. Widoczny fragment powierzchni Jowisza z Wielką Czerwoną Plamą.

Jowisz ma 66 księżyców o określonych orbitach, z czego 14 nie ma jeszcze nazw, a parametry orbit są dopiero wstępne^[93]. Spośród nich 4 duże księżyce o średnicy większej niż 3000 km zwane są „księżycami galileuszowymi”. Mniejsze księżyce nie posiadają już kształtu zbliżonego do kuli, wśród nich 3 posiadają rozmiary większe od 100 km, kolejne 9 – większe od 10 km, pozostałe mniejsze niż 10 kilometrów zostały odkryte po 1975.

Księżyce Galileuszowe

 Osobny artykuł: Galileuszowe księżyce Jowisza.

Orbity Io, Europy oraz Ganimedesa, który jest największym satelitą w Układzie Słonecznym, wykazują współmierność znaną jako rezonans Laplace'a; na cztery okrążenia Jowisza przez Io przypadają dokładnie dwa okrążenia Europy oraz dokładnie jedno okrążenie Ganimedesa. Rezonans ten powoduje, że grawitacja tych trzech dużych księżyców deformuje ich orbity, dążąc do nadania im bardziej eliptycznego kształtu (do zwiększenia mimośrodu), albowiem każdy księżyc jest dodatkowo przyciągany przez sąsiadów w tym samym miejscu orbity za każdym okrążeniem. Z drugiej strony, siły pływowe pochodzące od Jowisza dążą do nadania ich orbitom kształtu kołowego (zmniejszenia mimośrodu)^[94].

Ekscentryczność orbit księżyców galileuszowych powoduje regularne deformacje kształtu trzech księżyców, grawitacja Jowisza rozciąga je podczas zbliżenia, pozwalając na powrót do bardziej kulistego kształtu, kiedy księżyc oddala się od planety. To rozciąganie pływowe rozgrzewa wnętrza księżyców poprzez tarcie. Jest to najwyraźniej widoczne na przykładzie niezwykle intensywnej aktywności wulkanicznej Io (najbardziej wewnętrznego księżyca, który podlega najsilniejszym siłom pływowym), oraz w mniejszym stopniu na geologicznie młodej powierzchni Europy (która wskazuje na względnie niedawne odnawianie powierzchni księżyca przez aktywność tektoniczną).

Klasyfikacja księżyców

Księżyc Jowisza, Europa

Przed odkryciami misji Voyager, znane księżyce Jowisza były podzielone równo na cztery grupy po cztery, na podstawie podobieństwa ich elementów orbity. Od tego czasu odkryto wiele nowych małych księżyców, co uczyniło konieczność zmian w klasyfikacji. Aktualnie wyróżnia się sześć głównych grup, chociaż pewne są bardziej wyraziste niż inne.

Podstawowy podział wyróżnia osiem wewnętrznych księżyców regularnych oraz księżyce nieregularne. Regularne księżyce planety posiadają prawie kołowe orbity leżące w pobliżu płaszczyzny równika Jowisza oraz sądzi się, że powstały równocześnie z nim. Pozostałe grupy składają się z nieznanej dokładnie liczby małych księżyców o orbitach silnie eliptycznych oraz nachylonych, co powoduje, że astronomowie uważają je za przechwycone planetoidy albo fragmenty takich ciał. Księżyce nieregularne tworzące grupę posiadają podobne parametry orbity, a zatem potrafią posiadać wspólne pochodzenie – mogły powstać na skutek rozpadu większego ciała^[95][96].

Znaczenie dla Układu Słonecznego

Nie tylko oddziaływanie grawitacyjne Słońca, ale także Jowisza miało wpływ na kształtowanie się Układu Słonecznego. Orbity większości planet leżą bliżej płaszczyzny orbity Jowisza niż płaszczyzny równikowej Słońca (Merkury jest jedyną planetą, której orbita istnieje bliżej płaszczyzny równika słonecznego), przerwy Kirkwooda w pasie planetoid są spowodowane z reguły przez Jowisza, a planeta bywa odpowiedzialna za Wielkie Bombardowanie, które miało miejsce we wczesnej historii geologicznej ciał wewnętrznego Układu Słonecznego^[98].

Schemat ukazujący planetoidy trojańskie na orbicie Jowisza, a także planetoidy rodziny Hildy oraz podstawowy pas planetoid

nieoczekiwanie księżyców, pole grawitacyjne Jowisza kontroluje rozliczne planetoidy, które pozostają w regionach punktów libracyjnych Lagrange'a na orbicie Jowisza, podążając za nim albo wyprzedzając go w ruchu wokół Słońca. Są one znane jako Trojańczycy, dzieli się je na obóz grecki oraz obóz trojański. Pierwsza z nich, 588 Achilles, była odkryta przez Maxa Wolfa w 1906 roku; od tego czasu odkryto ich ponad cztery tysiące^[99]. Największą z nich jest 624 Hektor.

Przeważajaca ilość komet krótkookresowych trzeba do rodziny Jowisza – zdefiniowanej jako komety o półosi wielkiej orbity mniejszej niż Jowisz. Twierdzi się, że te komety powstały w Pasie Kuipera poza orbitą Neptuna. Podczas bliskich spotkań z Jowiszem ich tory uległy zakłóceniu, co doprowadziło do skrócenia okresu obiegu, a następnie na skutek regularnego oddziaływania grawitacyjnego ze Słońcem oraz Jowiszem orbity są bardziej kołowe^[100].

Zderzenia

  Sprawdź też: Shoemaker-Levy 9.

Zdjęcie wykonane 23 lipca 2009 przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a pokazuje ślad zderzenia komety z Jowiszem, o średnicy około 8000 kilometrów^[101].

Jowisz oczyszcza przestrzeń Układu Słonecznego z mniejszych ciał, ze względu na jego ogromną studnię potencjału grawitacyjnego oraz położenie w pobliżu wewnętrznej części Układu Słonecznego. Otrzymuje on najwięcej uderzeń ze strony komet oraz planetoid^[102]. Sądzono, że planeta częściowo chroniła planety wewnętrzne przed bombardowaniem przez komety. Jednak najnowsze symulacje komputerowe wskazują, że Jowisz nie powoduje spadku liczby komet, które przechodzą przez wewnętrzne obszary Układu Słonecznego, jako że jego przyciąganie wysyła bliżej Słońca mniej więcej tyle samo ciał, ile planeta pochłania albo wyrzuca na dalsze orbity^[103]. Ten temat budzi kontrowersje wśród astronomów; niektórzy uważają, że Jowisz wysyła w kierunku Ziemi komety z Pasa Kuipera, z tym że inni uważają, że chroni on Ziemię przed impaktorami z hipotetycznego Obłoku Oorta^[104].

Przeprowadzone w 1997 roku badania historycznych rysunków astronomicznych sugerują, że Giovanni Cassini mógł zarejestrować ślad uderzenia komety w Jowisza już w 1690. Stwierdzono, że w przypadku ośmiu innych potencjalnych obserwacji prawdopodobieństwo, że był to impakt, jest niewielkie albo zerowe^[105]. W okresie 16 do 22 lipca 1994 r. ponad 20 fragmentów z komety Shoemaker-Levy 9 (SL9, formalnie oznaczona jako D/1993 F2) uderzyło w południową półkulę Jowisza; dokonano wówczas pierwszej bezpośredniej obserwacji zderzenia dwóch obiektów w Układzie Słonecznym. Zderzenie z kometą Shoemaker-Levy 9 dostarczyło danych pomocnych w określeniu składu atmosfery Jowisza^[106][107].

19 lipca 2009 roku miało miejsce kolejne uderzenie w powierzchnię Jowisza, niedaleko jego bieguna południowego^[108][109]. Uderzenie pozostawiło ślad w postaci czarnej plamy w atmosferze planety, o wielkości zbliżonej do Owalu BA^[110]. Obserwacje w podczerwieni wskazały jasny punkt, w którym miał miejsce impakt^[111], co oznacza, że uderzenie rozgrzało dolną cząstka atmosfery w rejonie bieguna^[112]. Ślad po kolizji zanikł szybciej niż w przypadku uderzenia komety w 1994 roku, albowiem – jak wykazały obserwacje w ultrafiolecie – to uderzenie nie utworzyło drobnych cząstek pyłu. Analizy możliwych orbit ciała odpowiedzialnego za zderzenie sugerują, że była to planetoida z rodziny Hildy^[113] albo obiekt o orbicie podobnej do orbity centaura 2005 TS₁₀₀ o średnicy w granicach 200-500 m^[114].

Kolejne zderzenie, mniejsze od poprzedniego, było zaobserwowane 3 czerwca 2010 roku przez astronoma Anthony'ego Wesleya w Australii; później okazało się, że zdarzenie to było utrwalone na wideo przez innego astronoma na Filipinach^[115].

Jeszcze jedno uderzenie 20 sierpnia 2010 roku zarejestrował na filmie wykonanym swoim teleskopem japoński miłośnik astronomii z Kumamoto, Masayuki Tachikawa. Zaobserwowanie trzeciego tego typu zdarzenia w ciągu zaledwie 13 miesięcy zapewne zmusi astronomów do rewizji dotychczasowych szacunków liczby ciał niebieskich krążących w pobliżu wielkich planet^[116][114].

Istnienie życia

Wedle większości naukowców w 1953 roku eksperyment Stanleya Millera wykazał, że oddziaływanie światła oraz związków chemicznych, które istniały w atmosferze pierwotnej Ziemi, doprowadza do powstania związków organicznych (w tym aminokwasów), które są budulcem ziemskiego życia. Symulowana atmosfera zawierała wodę, metan, amoniak oraz molekularny wodór, a wszystkie te cząsteczki są obecne w atmosferze Jowisza. Istnieje w niej jednak także silna pionowa cyrkulacja powietrza, która przenosi te związki w głębsze warstwy atmosfery. Panująca w nich wydatnie wyższa temperatura niszczy bardziej złożone związki, co uniemożliwia powstanie życia podobnego do ziemskiego^[117].

Na Jowiszu nie ma żadnych śladów życia podobnego do ziemskiego, albowiem ilość wody w atmosferze planety jest zbyt mała, a jeżeli w głębi planety istnieje jakakolwiek stała powierzchnia, to jest ona poddana ekstremalnie wysokiemu ciśnieniu oraz temperaturze. W 1976 roku, przed obserwacjami Voyagera 2, wysnuto hipotezę, że w górnych warstwach atmosfery Jowisza mogło rozwinąć się życie oparte na wodzie albo na amoniaku. Ta hipoteza opierała się na ekologii ziemskich mórz, w których są trzy podstawowe elementy łańcucha pokarmowego: fotosyntetyzujący plankton, żyjący przy powierzchni, jest jedzony przez ryby, a te z kolei – przez morskie drapieżniki^[118][119].

Aktualnie przypuszcza się, że życie w układzie Jowisza jest możliwe w podpowierzchniowych oceanach, które prawdopodobnie są na poniektórych lodowych księżycach Jowisza. Za najbardziej prawdopodobne siedlisko życia uważa się wodny ocean na Europie (ocean na Ganimedesie jest prawdopodobnie uwięziony pomiędzy dwoma warstwami lodu^[120] o różnej strukturze krystalicznej).

Kultura

Jowisz jest znany od czasów starożytnych. Jest widoczny gołym okiem na nocnym niebie oraz bywa czasami widoczny w ciągu dnia, kiedy Słońce istnieje nisko^[121]. U starożytnych Babilończyków planeta ta reprezentowała boga Marduka. Określali oni własne znaki zodiaku, śledząc jego ok. 12-letnią wędrówkę wzdłuż ekliptyki^[122].

Rzymianie nazywali planetę Iuppiter na cześć głównego boga mitologii rzymskiej (Jupitera, zwanego także Jowiszem), którego imię pochodzi od praindoeuropejskiej formy wołacza *dyeu-peter, znaczącego „bóg-ojciec”^[4]. Jest najważniejszym z bogów odpowiednikiem greckiego Zeusa^[123].

W astrologii uważany jest za planetę wzrostu oraz szczęścia, przynosząc je tym, dla których jest przychylny^[124].

Nazwa planety, jako rozpoznawalna, bywa wykorzystywana do nazywania produktów niemających związku z tym ciałem niebieskim. Nazwę "Jowisz" nosił m.in. pierwszy kolorowy telewizor opracowany oraz produkowany w Polsce przez zakłady WZT^[125].

W literaturze oraz filmie

Układ Jowisza jest ważnym miejscem akcji cyklu Odyseja kosmiczna, na który składają się cztery powieści Arthura C. Clarke'a oraz filmy 2001: Odyseja kosmiczna w reżyserii Stanleya Kubricka oraz 2010: Odyseja kosmiczna, w reżyserii Petera Hyamsa. W drugim filmie Jowisz zostaje zamieniony w gwiazdę, a jej ciepło roztapia lodowe pokrywy księżyców oraz dopuszcza rozwój życia na Europie.

Sprawdź też

• Gorący jowisz – odmiana planet pozasłonecznych
• Chronologia eksploracji Układu Słonecznego
• Jowiszowo-plutonowy efekt grawitacyjny

Przypisy

Dalsza literatura

• Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B. (eds.): Jupiter: The planet, satellites, and magnetosphere. Cambridge: Cambridge University Press, 2004. ISBN 0521818087. 
• Reta Beebe: Jupiter: The Giant Planet. Wyd. 2. Washington, D.C.: Smithsonian Institution Press, 1997. ISBN 1-56098-731-6. 

Linki zewnętrzne

• Jupiter slik du aldri har sett den. [dostęp 2010-10-17]. — film ukazujący Io oraz Jowisza na zdjęciach z sondy New Horizons
• Hans Lohninger et al.: Jupiter, As Seen By Voyager 1. W: A Trip into Space [on-line]. 2005-11-02. [dostęp 2010-10-17].
• Tony Dunn: The Jovian System. W: Gravity Simulator [on-line]. 2006. [dostęp 2010-10-17]. — symulacja ruchu 62 księżyców Jowisza.
• Seronik, G.; Ashford, A. R: Chasing the Moons of Jupiter. [dostęp 2010-10-17]. — obserwacja księżyców galileuszowych przez teleskop amatorski
• In Pictures: New views of Jupiter. 2.05.2007. [dostęp 2010-10-17]. — zdjęcia z sondy New Horizons
• Fraser Cain: Jupiter. [dostęp 2010-10-17]. — audycja poświęcona Jowiszowi oraz jego badaniom
• Fantastic Flyby of the New Horizons spacecraft. 2007-05-01. [dostęp 2010-10-17].
• Artykuły poświęcone księżycom Jowisza (ang.). W: Planetary Science Research Discoveries [on-line]. [dostęp 2010-10-17].
• Film przedstawiający uderzenie w Jowisza w czerwcu 2010 roku

p • d • e Jowisz Główne księżyce Io • Europa • Ganimedes • Kallisto Charakterystyka Wielka Czerwona Plama • Owal BA • Pierścienie • Księżyce Badania Jowisza Program Pioneer • Program Voyager • Galileo • Juno • Europa Jupiter System Mission Inne Planetoidy przecinające orbitę Jowisza • Trojańczycy • Ziemskie gałęzie • Shoemaker-Levy 9 • Masa Jowisza • Promień Jowisza

p • d • e Układ Słoneczny Słońce • Heliosfera Planety ☾ = księżyc albo księżyce ∅ = pierścienie planetarne Merkury Wenus Ziemia ☾ Mars ☾ Jowisz ☾ ∅ Saturn ☾ ∅ Uran ☾ ∅ Neptun ☾ ∅ Planety karłowate 1 Ceres 134340 Pluton ☾ 136108 Haumea ☾ 136472 Makemake 136199 Eris ☾ Małe ciała Układu Słonecznego Planetoidy Grupy oraz rodziny planetoid: Wulkanoidy • Planetoidy bliskie Ziemi • Pas planetoid • Trojańczycy • Centaury • Trojańczycy Neptuna • Księżyce planetoid • Meteoroidy Sprawdź także listę planetoid. Obiekty transneptunowe Pas Kuipera – Plutonki: Orkus • Iksjon – Cubewana: 2002 UX25 • Waruna • Quaoar • 2002 TX300 • 2005 UQ513 • 2003 MW12 • 2002 AW197 • 2007 JJ43 Dysk rozproszony: 2007 OR10 • 2007 UK126 • 2005 QU182 • Sedna Komety Lista komet okresowych oraz nieokresowych • Damokloidy • Obłok Oorta Sprawdź też: powstanie oraz ewolucja Układu Słonecznego, ciała niebieskie oraz listy obiektów w Układzie Słonecznym ze względu na orbitę, ze względu na promień oraz ze względu na masę, oraz Portal: Astronomia