Вікіпедыя

Юпітэр (планета): Розніца паміж версіямі

Інтэрактыўны прагляд гісторыі
[дагледжаная версія][дагледжаная версія]
← Папярэдняя праўкаНаступная праўка →
Змесціва выдалена Змесціва дададзена
ВізуальнаВікіразметка
→‎Радыяцыйныя паясы: Прапушчана "н" - "сінхронны"
др вырашэнне неадназначнасцяў using AWB
Радок 11:
|шырыня2 =
|подпіс2 =
|іншыя назвы =
 
|адкрыццё-ref =
Радок 17:
|месца адкрыцця =
|дата адкрыцця =
|спосаб адкрыцця =
 
|арбіта-ref =
Радок 70:
|бачная зорная велічыня =
|абсалютная зорная велічыня =
|вуглавы дыяметр =
 
|тэмпература на паверхні =
Радок 80:
|тэмпература 2 мінімум =
|тэмпература 2 сярэдняя =
|тэмпература 2 максімум =
 
|атмасфера-ref =
Радок 110:
</td></tr></table>
}}
'''Юпі́тэр''' (народная назва — '''Воўчае Вока'''<ref>Болсун А.І., Рапановіч Я.Н. Слоўнік фізічных і астранамічных тэрмінаў. Мн., 1979.</ref>) — самая вялікая [[планета]] ў [[Сонечная сістэма|Сонечнай сістэме]], [[газавы гігант]], 5-я планета паводле адлегласці ад [[Сонца]]. Планета была вядомая людзям з глыбокай старажытнасці, што знайшло сваё адлюстраванне ў [[Міфалогія|міфалогіі]] і рэлігійных вераваннях розных культур: [[Месапатамія|месапатамскай]], [[Вавілон|вавілонскайвавілон]]скай, [[Старажытная Грэцыя|грэчаскай]] і іншых. Сучасная назва Юпітэра паходзіць ад імя старажытнарымскага [[Юпітэр, міфалогія|вярхоўнага бога-грамавержца]].
 
Шэраг атмасферных з'яў на Юпітэры: [[Шторм|штормышторм]]ы, [[Маланка|маланкі]], [[Палярнае ззянне|палярныя ззянні]], — маюць маштабы, якія на парадкі пераўзыходзяць зямныя. Характэрным утварэннем у атмасферы з'яўляецца [[Вялікая чырвоная пляма]] — гіганцкі шторм, вядомы з XVII стагоддзя.
 
Юпітэр мае, па меншай меры, 67 спадарожнікаў, самыя вялікія з якіх — [[Іо, спадарожнік|Іо]], [[Еўропа, спадарожнік Юпітэра|Еўропа]], [[Ганімед, спадарожнік|Ганімед]] і [[Каліста, спадарожнік|Каліста]] — былі адкрыты [[Галілеа Галілей|Галілеа Галілеем]] ў 1610 годзе.
Радок 143:
У інфрачырвонай вобласці спектру ляжаць лініі малекул H<sub>2</sub> і He, а таксама лініі мноства іншых элементаў<ref name="hut">{{артыкул|аўтар=Hunt, G. E.|загаловак=The atmospheres of the outer planets|спасылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1983AREPS..11..415H|мова=en|месца=London, England|выдавецтва=University College|год=1983}}</ref>. Колькасць першых двух нясе інфармацыю аб паходжанні планеты, а колькасны і якасны склад астатніх — аб яе ўнутранай эвалюцыі.
 
З аднаго боку малекулы [[Вадарод|вадародувадарод]]у і [[Гелій|гелію]] не маюць [[Дыпольны момант|дыпольнага моманту]], а значыць, абсарбцыйныя лініі гэтых элементаў непрыкметныя да таго моманту, пакуль паглынанне за кошт ударнай іанізацыі не стане пераважаць. З другога боку, гэтыя лініі ўтвараюцца ў самых верхніх слаях атмасферы і не нясуць інфармацыі пра больш глыбокія слаі. Таму самыя надзейныя дадзеныя пра колькасць гелію і вадароду на Юпітэры атрыманы са спускальнага апарата «[[КА Галілеа|Галілеа]]»<ref name="hut"/>.
 
Што да астатніх элементаў, то пры іх аналізе і інтэрпрэтацыі таксама ўзнікаюць цяжкасці. Пакуль што нельга з усёй упэўненасцю сказаць, якія працэсы адбываюцца ў [[Атмасфера Юпітэра|атмасферы Юпітэра]] і наколькі моцна яны ўплываюць на хімічны склад — як ва ўнутраных абласцях, так і ў знешніх слаях. Гэта стварае пэўныя цяжкасці пры больш дэталёвай інтэрпрэтацыі спектра. Аднак лічыцца, што ўсе працэсы, якія могуць тым ці іншым чынам уплываць на колькасць элементаў, лакальныя і моцна абмежаваныя, так што яны не здольныя глабальна змяніць размеркавання рэчыва<ref name="planetreview"/>.
 
Таксама Юпітэр выпраменьвае (у асноўным у [[Інфрачырвонае выпраменьванне|інфрачырвонай]] вобласці спектра) на 60 % больш энергіі, чым атрымлівае ад [[Сонца]]<ref name="астрономияastro-юпитерwebsib">{{cite web|url=http://astronom-ntlastro.narodwebsib.ru/astrosun/soulsys/upiter.htmJupiter|title=Астрономия — Юпитер|description=Астрономия и физика на ладониАстро.вебсиб.ру|accessdate=2010-10-05|archiveurl=http://www.webcitation.org/60qCbRRBl6GpuvZAWD|archivedate=20112013-0805-1123}}</ref><ref name="astroастрономия-websibюпитер">{{cite web|url=http://astroastronom-ntl.websibnarod.ru/sunastro/Jupitersoulsys/upiter.htm|title=Астрономия — Юпитер|description=Астрономия и физика на Астро.вебсиб.руладони|accessdate=2010-10-05|archiveurl=http://www.webcitation.org/6GpuvZAWD60qCbRRBl|archivedate=20132011-0508-2311}}</ref><ref name="elkins-tanton">{{cite book
|first=Linda T.|last=Elkins-Tanton|year=2006
|title=Jupiter and Saturn|publisher=Chelsea House
Радок 244:
rect 567 215 726 238 [[Нептун]]
rect 569 243 706 263 [[Уран (планета)|Уран]]
rect 567 269 720 292 [[Планета Зямля|Зямля]]
rect 568 296 732 320 [[Венера]]
rect 567 322 708 346 [[Марс]]
Радок 364:
Іншыя хімічныя злучэнні, [[арсін]] (AsH<sub>3</sub>) і [[герман, хімічнае злучэнне|герман]] (GeH<sub>4</sub>), прысутнічаюць, але ў нязначных колькасцях.
 
Канцэнтрацыя інертных газаў, [[аргон]]у, [[крыптон]]у і [[ксенон]]у, перавышае іх колькасць на Сонцы (гл. табліцу), а канцэнтрацыя [[неон]]у прыкметна меншая. Прысутнічае нязначная колькасць простых [[вуглевадароды|вуглевадародаў]]: [[этан]]у, [[ацэтылен]]у і [[дыацэтылен]]у, якія ўтвараюцца пад уздзеяннем сонечнай ультрафіялетавай радыяцыі і зараджаных часціц, якія прыбываюць з [[Магнітасфера Юпітэра|магнітасферы Юпітэра]]. [[Дыяксід вугляроду]], [[монаксід вугляроду]] і вада ў верхняй частцы атмасферы, як мяркуюць, сваёй прысутнасцю абавязаны сутыкненням з атмасферай Юпітэра камет, такіх, напрыклад, як [[Камета Шумейкераў — Леві 9|камета Шумейкераў — Леві 9]]. Вада не можа прыбываць з трапасферы, таму што [[трапапаўза]], якая дзейнічае як халодная пастка, эфектыўна перашкаджае падняццю вады да ўзроўню [[Стратасфера|стратасферы]]<ref name="Atreya2003"/>.
 
Чырванаватыя варыяцыі колеру Юпітэра можна растлумачыць наяўнасцю злучэнняў [[фосфар]]у ([[чырвоны фосфар]]<ref name="kirill i mef jup" />), серы, вугляроду<ref name="скулс-келдыш" /> і, магчыма, арганікі, якая ўзнікае дзякуючы электрычным разрадам ў атмасферы<ref name="kirill i mef jup">{{cite web|url=http://www.megabook.ru/Article.asp?AID=691138|title=ЮПИТЕР (планета)|author=|date=|publisher=Большая энциклопедия Кирилла и Мефодия|accessdate=2012-04-20|lang=ru|description=|archiveurl=http://www.webcitation.org/67FJIAXIL|archivedate=2012-04-28}}</ref>. У эксперыменце, які быў прыведзены Карлам Саганам і даволі трывіяльна сімулюе ніжнія пласты атмасферы, у асяроддзі карычняватых {{нп3|толіны|толінаў|ru|Толины}} быў знойдзены 4-[[араматычнасць|кольцавы]] {{нп3|хрызен||ru|Хризен}}, a пераважаюць у дадзенай сумесі {{нп3|поліцыклічныя араматычныя вуглевадароды||ru|Полициклические ароматические углеводороды}} з чатырма і больш бензольнымі кольцамі, радзей з меншай колькасцю кольцаў<ref>{{артыкул|аўтар=[[Карл Саган|Sagan, C.]] et al.|загаловак=Polycyclic aromatic hydrocarbons in the atmospheres of Titan and Jupiter |спасылка=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?db_key=AST&bibcode=1993ApJ...414..399S&letter=0&classic=YES&defaultprint=YES&whole_paper=YES&page=399&epage=399&send=Send+PDF&filetype=.pdf|мова=en|выданне=The Astrophysical Journal|тып=рец. науч. журнал|год=1993|том=414|нумар=1|старонкі=[http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1993ApJ...414..399S 399—405] |doi=10.1086/173086|bibcode=1993ApJ...414..399S|issn=0004-637X|arxiv=}}.</ref>. Паколькі колер можа моцна вар'іравацца, мяркуецца, што хімічны склад атмасферы таксама розны ў розных месцах. Напрыклад, маюцца «сухія» і «мокрыя» вобласці з розным утрыманнем вадзяной пары.
Радок 385:
## сярэдні слой, які складаецца з вадароду (90 %) і гелію (10 %);
## ніжні слой, які складаецца з вадароду, гелію і прымешак аміяку, гідрасульфіда амонія і вады, якія ўтвараюць тры пласты аблокаў<ref name="скулс-келдыш" />:
### уверсе — воблакі са зледзянелага аміяку (NH<sub>3</sub>). Яго тэмпература складае каля −145 &nbsp;°C, ціск — каля 1 атм<ref name="nasa-jupiter" />;
### ніжэй — воблакі крышталёў гідрасульфіду амонію (NH<sub>4</sub>HS);
### у самым нізе — вадзяны лёд і, магчыма, вадкая вада<ref group="Заўв">Імаверна, маецца на ўвазе — у выглядзе драбнюткіх кропель</ref>. Ціск у гэтым пласце складае каля 1 атм, тэмпература прыкладна −130 &nbsp;°C (143 [[Кельвін, адзінка вымярэння|К]]). Ніжэй, пад гэтым ўзроўнем, планета непразрыстая<ref name="скулс-келдыш" />.
# Пласт металічнага вадароду. Тэмпература гэтага пласта змяняецца ад 6300 да 21 000 К, а ціск ад 200 да 4000 гПа.
# Каменнае ядро.
Радок 417:
}}</ref>.
 
У тэрмасферы Юпітэра адбываецца шмат цікавых працэсаў: менавіта тут планета губляе выпраменьваннем значную частку свайго цяпла, менавіта тут утвараюцца [[Палярнае ззянне|палярныя ззянні]], іменна тут фарміруецца [[Іанасфера|іанасфера]]. За яе верхнюю мяжу узяты ўзровень ціску ў 1 нбар. Назіраная тэмпература тэрмасферы 800—1000 К, і на цяперашні час гэты фактычны матэрыял не атрымаў тлумачэння ў рамках сучасных мадэлей, бо ў іх тэмпература не павінна быць вышэйшая чым прыкладна 400 К<ref name="Miller">{{cite journal
|last=Miller
|first=Steve
Радок 426:
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005SSRv..116..319M}}</ref>. Астуджэнне Юпітэра — таксама нетрывіяльны працэс: трохатамны іон вадароду (H<sub>3</sub><sup>+</sup>), акрамя Юпітэра, знойдзены толькі на Зямлі, выклікае моцную эмісію ў сярэдняй інфрачырвонай частцы спектра на даўжынях хваль паміж 3 і 5 мкм<ref name="Miller"/><ref>{{cite encyclopedia|url=http://www.lpl.arizona.edu/~yelle/eprints/Yelle04c.pdf| format=PDF| title= Jupiter’s Thermosphere and Ionosphere | first= R.V. | last=Yelle | coauthors=Miller, S.| isbn= | encyclopedia=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere|publisher=Cambridge University Press|editor= Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B.|year=2004}}</ref>.
 
Згодна з непасрэднымі вымярэннямі спускальнага апарата, верхні ўзровень непразрыстых аблокаў характарызаваўся ціскам у 1 атмасферу і тэмпературай −107 &nbsp;°C; на глыбіні 146 км — 22 атмасферы, 153 &nbsp;°C<ref>[http://solarsystem.nasa.gov/galileo/mission/journey-probe.cfm Arrival at Jupiter and the Probe Mission] на сайце НАСА</ref>. Таксама «Галілеа» выявіў «цёплыя плямы» ўздоўж экватара. Відаць, у гэтых месцах пласт знешніх аблокаў тонкі і можна бачыць больш цёплыя ўнутраныя вобласці.
 
Пад аблокамі знаходзіцца пласт глыбінёй 7-25 тыс. км, у якім вадарод паступова змяняе свой ​​стан ад газу да вадкасці з павелічэннем ціску і тэмпературы (да 6000 &nbsp;°C). Выразнай мяжы, якая аддзяляе газападобны вадарод ад вадкага, відаць, не існуе<ref name="shvedun">{{cite web|url=http://www.shvedun.ru/jupiter-3.htm|title=Планета Юпитер, Магнитосфера Юпитера. Наблюдения Юпитера|accessdate=2010-10-05|archiveurl=http://www.webcitation.org/60qClaiYO|archivedate=2011-08-11}}</ref><ref>{{cite news|url=http://podrobnosti.ua/technologies/2008/11/26/568385.html|title=Учёные создали новую модель строения Юпитера|date=26 ноября 2008|description=Новости. Новости дня на сайте «Подробности»|accessdate=2010-10-05}}</ref>. Гэта можа выглядаць прыкладна як бесперапыннае кіпенне глабальнага вадароднага акіяна<ref name="астро-азбука" />.
 
==== Пласт металічнага вадароду ====
Радок 502:
Вялікая чырвоная пляма — авальнае ўтварэнне зменлівых памераў, размешчанае ў паўднёвай трапічнай зоне. Было адкрыта [[Роберт Гук|Робертам Гукам]] ў 1664<ref name="astrogalaxy.ru">{{cite web|url=http://www.astrogalaxy.ru/053.html|title=Солнечная система. Планеты Солнечной системы. Юпитер.|author=ООО «ФИЗИКОН»|date=2004|publisher=Astrogalaxy.ru|lang=ru|accessdate=2010-10-03|archiveurl=http://www.webcitation.org/60qCrY1BE|archivedate=2011-08-11}}</ref>. У цяперашні час яно мае памеры 15×30 тыс. км (дыяметр [[Зямля (планета)|Зямлі]] ~ 12,7 тыс. км), а 100 гадоў таму назіральнікі адзначалі ў 2 разы большыя памеры. Часам яно бывае не вельмі выразна бачным. Вялікая чырвоная пляма — гэта ўнікальны доўгаіснуючы гіганцкі [[Ураган|ўраган]]<ref name="атмосфера" />, рэчыва ў якім круціцца супраць гадзіннікавай стрэлкі і здзяйсняе поўны абарот за 6 зямных сутак.
 
Дзякуючы даследаванням, праведзеным у канцы 2000 года зондам «[[Касіні, КА|Касіні]]», было высветлена, што Вялікая чырвоная пляма звязана з сыходнымі патокамі (вертыкальная цыркуляцыя атмасферных мас); аблокі тут вышэйшыя, а тэмпература ніжэйшая, чым у астатніх абласцях. Колер аблокаў залежыць ад вышыні: сінія структуры — самыя верхнія, пад імі ляжаць карычневыя, затым белыя. Чырвоныя структуры — самыя нізкія<ref name="astro-websib" />. Хуткасць кручэння Вялікай чырвонай плямы складае 360 км/г<ref name="nasa-jupiter" />. Яе сярэдняя тэмпература складае −163 &nbsp;°C, прычым паміж ускраінай і цэнтральнымі часткамі плямы назіраецца розніца ў тэмпературы парадку 3-4 градусаў<ref name="пятно-на-ленте">{{cite news|url=http://lenta.ru/news/2010/03/17/spot/ |title=Астрономы заглянули внутрь Большого красного пятна Юпитера |date=17 марта 2010 |publisher=Lenta.ru |accessdate=2010-10-07}}</ref><ref name="наса о пятне">{{cite web|url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2010-086&cid=release_2010-086&msource=2010086&tr=y&auid=6073255 |title=See Spot on Jupiter. See Spot Glow. |date=March 16, 2010 |publisher=NASA |lang=en |accessdate=2010-10-07 |archiveurl=http://www.webcitation.org/60qCsZElB |archivedate=2011-08-11}}</ref>. Гэтае адрозненне, як мяркуецца, з'яўляецца прычынаю таго, што атмасферныя газы ў цэнтры плямы круцяцца па гадзіннікавай стрэлцы, тады як на ўскраінах — супраць<ref name="пятно-на-ленте" /><ref name="наса о пятне" />. Таксама выказана здагадка аб узаемасувязі тэмпературы, ціску, руху і колеру Чырвонай плямы, хоць як іменна яна ажыццяўляецца, навукоўцы пакуль не могуць сказаць<ref name="наса о пятне" />.
 
Час ад часу на Юпітэры назіраюцца сутыкненні вялікіх цыкланічных сістэм. Адно з іх адбылося ў 1975 годзе, у выніку чаго чырвоны колер Плямы пабляк на некалькі гадоў. У канцы лютага 2002 года яшчэ адзін гіганцкі віхор — Белы авал — пачаў тармазіцца Вялікай чырвоным плямай, і сутыкненне працягвалася цэлы месяц<ref name="Вокруг Света">{{артыкул|аўтар=Людмила Князева. |загаловак=Пятый элемент |спасылка=http://www.vokrugsveta.ru/vs/article/228/ |мова=ru |выданне=Журнал «Вокруг Света» |тып=артыкул|выдавецтва=«Вокруг Света» |год=2002 |выпуск=2742 |нумар=7}}</ref>. Аднак яно не нанесла сур'ёзнай шкоды абодвум віхурам, так як адбылося па датычнай<ref>{{cite news|url=http://yastro.narod.ru/a1/a_news226.htm |title=Два красных пятна Юпитера движутся навстречу друг другу |publisher=Астрономические новости |accessdate=2010-10-05}}</ref>.
Радок 557:
|title= The dynamics of planetary magnetospheres |journal=Planetary and Space Science |volume=49 |pages=1005-1030 |year=2001 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001P%26SS...49.1005R |doi= 10.1016/S0032-0633(01)00017-4}}</ref>.
 
Вакол Юпітэра, як і вакол большасці планет [[Сонечная сістэма|Сонечнай сістэмы]], існуе [[Магнітасфера Юпітэра|магнітасфера]] — вобласць, у якой паводзіны зараджаных часціц, [[Плазма|плазмы]], вызначаюцца магнітным полем. Для Юпітэра крыніцамі такіх часціц з'яўляюцца [[сонечны вецер]] і спадарожнік [[Іо, спадарожнік|Іо]]. Вулканічны попел, які выкідаецца вулканамі Іо, іанізуецца пад дзеяннем сонечнага ультрафіялету. Так утвараюцца іоны серы і кіслароду: S<sup>+</sup>, O<sup>+</sup>, S<sup>2+</sup> і O<sup>2+</sup>. Гэтыя часціцы пакідаюць атмасферу спадарожніка, аднак застаюцца на арбіце вакол яго, утвараючы [[Тор|тор]]. Гэты тор быў адкрыты апаратам «Вояджэр-1», ён ляжыць у плоскасці экватара Юпітэра і мае радыус у 1 R<sub>J</sub> ў папярочным сячэнні і радыус ад цэнтра (у дадзеным выпадку ад цэнтра Юпітэра) да ўтваральнай паверхні ў 5,9 R<sub>J</sub><ref>{{артыкул
|аўтар=Robert A. Brown. |загаловак=The Jupiter Hot Plasma Torus: Observed Electron Temperature and Energy Flows |спасылка=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1981ApJ...244.1072B&db_key=AST&link_type=ARTICLE |язык=en
|выданне=The Astroprysical Journal |месца=Arizona |издательство=The American Astronomical Society |год=1981 |выпуск=244 |старонкіы=1072—1080 |doi=10.1086/158777}}</ref>. Менавіта ён вызначае дынаміку магнітасферы Юпітэра.
Радок 625:
Другая гіпотэза (гіпотэза «акрэцыі») кажа, што працэс утварэння Юпітэра, а таксама Сатурна, адбываўся ў два этапы. Спачатку на працягу некалькіх дзясяткаў мільёнаў гадоў<ref name="формирование планет" /> фарміраваліся цвёрдыя шчыльныя целы, накшталт планет зямной групы. Затым пачаўся другі этап, калі на працягу некалькіх соцень тысяч гадоў адбывалася акрэцыя газу з першаснага протапланетнага воблака на гэтыя целы, якія дасягнулі да таго моманту масы ў некалькі мас Зямлі.
 
Яшчэ на першым этапе з вобласці Юпітэра і Сатурна частка газу рассеялася, што прывяло да некаторых адрозненняў у хімічным складзе гэтых планет і Сонца. На другім этапе тэмпература знешніх слаёў Юпітэра і Сатурна дасягала 5000 &nbsp;°C і 2000 &nbsp;°C адпаведна<ref name="формирование планет" />. [[Уран (планета)|Уран]] жа і [[Нептун (планета)|Нептун]] дасягнулі крытычнай масы, неабходнай для пачатку акрэцыі, значна пазней, што паўплывала як на іх масы, так і на хімічны склад<ref name="формирование планет" />.
 
У 2004 годзе Катарынай Лодэрс з [[Універсітэт Вашынгтона|Універсітэта Вашынгтона]] была прапанавана гіпотэза, што ядро Юпітэра складаецца ў асноўным з нейкага клейкага арганічнага рэчыва, што, у сваю чаргу, у значнай ступені паўплывала на захоп ядром рэчыва з навакольнай вобласці прасторы. Каменна-смаляное ядро, якое ўтварылася ў выніку, сілай свайго прыцягнення «захапіла» газ з сонечнай туманнасці, утварыўшы сучасны Юпітэр<ref name="астро-ньюс" /><ref>{{cite news|url=http://www.ntsomz.ru/news/news_cosmos/jupiter_16_des |title=Предложена новая модель строения ядра Юпитера |date=16 декабря 2004 года |publisher=Федеральное космическое агентство «Научный центр оперативного мониторинга Земли» |accessdate=2010-10-05}}</ref>. Гэтая ідэя ўпісваецца ў другую гіпотэзу аб узнікненні Юпітэра шляхам акрэцыі.
Радок 960:
== Спасылкі ==
{{Вікісховішча|Jupiter (planet)}}
 
* [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupiterfact.html Факты пра Юпітэре на сайце НАСА]
* [http://college.ru/astronomy/course/content/chapter4/section6/paragraph2/theory.html Вучэбная старонка пра Юпітэр]
Узята з "https://be.wikipedia.org/wiki/Юпітэр_(планета)"