Jupiter

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk
«Jupiter» har flere betydninger.
Jupiter
Jupiter by Cassini-Huygens.jpg
Et sammensatt Cassini-bilde av Jupiter. Den mørke flekken er skyggen av Europa
Baneparametre[1][a]
Epoke J2000
Aphel 816 520 800 km (5,46 AE)
Perihel 740 573 600 km (4,95 AE)
Store halvakse 778 547 200 km
5,20427 AE
Eksentrisitet 0,048775
Omløpstid 4 332,59 jorddøgn
11,86 julianske år[2]
10 475,8 Jupiterdøgn
Synodisk periode 398,88 døgn
1,0921 juliansk år[3]
Midlere anomali 18,818°
Gjennomsnittsfart 13,07 km/s[3]
Inklinasjon 1,305°[b][4]
Knutelengde 100,492°
Perihelargument 275,066°
Naturlige satellitter 67
Fysiske egenskaper
Gjennomsnittlig radius 69 911 ± 6 km[5][c]
Radius ved ekvator 71 492 ± 4 km[5][c]
Polradius 66854 ± 10 km[5][c]
Flattrykthet 0,06487 ± 0,00015
Overflatens areal 6,1419E+10 km²[c][6]
Volum 1,4313E+15 km³[3][c]
Masse 1,8986E+27 kg[3][7]
Middeltetthet 1,326 g/cm³[3][c]
Gravitasjon ved ekvator 24,79 m/s²
2,535 g
Unnslipningshastighet 59,5 km/s[3][c]
Siderisk rotasjonsperiode 0,4135 døgn[8]
9,924 timer
Rektascensjon ved Nordpolen 17t 52m 14s[5]
268,057°
Deklinasjon ved Nordpolen 64,496°[5]
Aksehelning 3,13°[3]
Albedo 0,52[3]
(geometrisk)
0,343 (Bond)
Overflatetemperatur min snitt max
nivå for 1 bar – 165 K[3] –
0,1 bar – 112 K[3] –
Tilsynelatende størrelsesklasse -1,6 – -2,94[3]
Vinkeldiameter 29,8 – 50,1 "[3]
Atmosfæriske egenskaper[3]
Skalahøyde 27 km
Sammensetning 89,8±2,0 % hydrogen (H2)
10,2±2,0 % helium
~0,3 % metan
~0,026 % ammoniakk
~0,003 % hydrogendeuterid (HD)
0,0006 % etan
0,0004 % vann
Is:
ammoniakk
vann
ammoniumhydrosulfid (NH4SH)

Jupiter (symbol:Det astronomiske symbolet for Jupiter) er den femte planeten fra solen og den største planeten i vårt solsystem.[d] Planetens masse er én promille av solens, men to og en halv ganger massen til alle andre planeter i solsystemet til sammen. Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun er gasskjemper, og blir noen ganger referert til som de ytre planetene i solsystemet.

Planeten var i oldtiden forbundet med mytologi og religiøse oppfatninger i en rekke kulturer. Romerne oppkalte planeten etter den romerske guden Jupiter.[L 1] Med en tilsynelatende størrelsesklasse på –2,94, er planeten i gjennomsnitt det tredje mest lyssterke objektet på nattehimmelen etter månen og Venus. Mars utligner såvidt Jupiters lysstyrke ved enkelte punkt i banen.

Jupiter består hovedsakelig av hydrogen. Helium utgjør en fjerdedel av massen – den kan også ha en steinete kjerne av tyngre grunnstoffer. Den raske rotasjonen gir Jupiter form som en flattrykt sfæroide, med en liten bul rundt ekvator. Den ytre atmosfæren er segregert i flere striper på forskjellige høyder, som fører til turbulens og stormer langs de vekselvirkende grensene. Et fremtredende resultat er den store røde flekken, en gigantstorm som i alle fall har eksistert siden 1831, da den ble sett gjennom et teleskop.

Rundt planeten ligger et svakt planetarisk ringsystem og en kraftig magnetosfære. Av minst 67 måner, ble de fire store galileiske måner oppdaget av Galileo Galilei i 1610. Den største månen Ganymedes er større enn planeten Merkur. Den nest største månen Callisto er bare litt mindre enn Merkur. Den svovelfargede månen Io er kjent for sine vulkanske formasjoner. Den isdekkede månen Europa har en tynn atmosfære som hovedsakelig er sammensatt av oksygen.

Jupiter har blitt utforsket av flere robot-romfartøyer, deriblant av Pioneer-sondene, Voyager-sondene og Galileos banesonde. Den siste sonden som besøkte Jupiter, var New Horizons, underveis mot Pluto, sent i februar 2007. Sonden brukte gravitasjonen fra Jupiter til å øke farten. Fremtidige oppdrag for utforskning av det jovianske[e] systemet omfatter mulige islagte flytende hav på månen Europa.

Struktur[rediger | rediger kilde]

Jupiter består hovedsakelig av gass og flytende materie. Den er den største av fire gasskjemper så vel som den største planeten i solsystemet med en diameter på 142 984 km ved ekvator. Tettheten på 1,326 g/cm³ er den nest høyeste blant gasskjempene, men lavere enn noen av de fire terrestriske planetene.

Øvre atmosfære[rediger | rediger kilde]

Jupiters øvre atmosfære er sammensatt av ca. 88–92 % hydrogen og 8–12 % helium med prosentvolum eller fraksjoner av gassmolekyler. Siden et heliumatom har ca. fire ganger så høy masse som et hydrogenatom, endres sammensetningen når den beskrives som en andel av masse bestående av ulike atomer. Således er atmosfæren ca. 75 % hydrogen og 24 % helium, og den gjenværende prosenten av massen består av andre grunnstoffer. Det indre inneholder mer kompakte materialer slik at fordelingen etter masse er omtrent 71 % hydrogen, 24 % helium og 5 % andre grunnstoffer. Atmosfæren inneholder spormengder av metan, vanndamp, ammoniakk og silikonbaserte forbindelser. Der er også spor av karbon, etan, hydrogensulfid, neon, oksygen, fosfin og svovel. Det ytterste laget inneholder krystaller av frossen ammoniakk,[9][10] og gjennom infrarød og ultrafiolette målinger har spormengder av benzen og andre hydrokarboner også blitt oppdaget.[11]

Proporsjonene av hydrogen og helium ligger svært nær den teoretiske sammensetningen av den opprinnelige soltåken. Andelen neon i den øvre atmosfæren er bare 20 ppm, eller ca. én tiendedel av mengden i solen.[12] Heliumet er utarmet til ca. 80 % av solens heliumsammensetning. Utarmingen kan skyldes nedbør av disse grunnstoffene inn i planetens indre.[13] Mengden av tyngre, inerte gasser i atmosfæren er to til tre ganger forekomsten på solen.

Spektroskopi antyder at Saturn har tilsvarende sammensetning som Jupiter, mens gasskjempene Uranus og Neptun har mye mindre hydrogen og helium.[14] To sonder har gått ned i Jupiters atmosfære; noe tilsvarende har ikke skjedd for planetene utenfor Jupiter. Derfor mangler vi en mengde tall for de tyngre grunnstoffene i disse planetene.

Masse[rediger | rediger kilde]

Tilnærmet størrelsesammenligning mellom jorden og Jupiter, inkludert den store røde flekken.

Jupiters masse er to og en halv ganger massen til alle de andre planetene i solsystemet til sammen. Diameteren er elleve ganger større enn jordens. Volumet tilsvarer om lag 1 321 jordkloder, men massen er bare 318 ganger større.[3][L 2] Radiusen er ca. én tiendedel av solens radius[L 3] og massen er 0,001 ganger massen til solen, slik at tettheten til disse to legemene er tilsvarende.[L 4] En «jupitermasse» (MJ eller MJup) brukes som enhet til å beskrive massen til andre legemer, spesielt eksoplaneter og brune dverger. Eksempelvis har eksoplaneten HD 209458 b en masse på 0,69 MJ, mens COROT-7b har en masse på 0,015 MJ.[15]

Modeller indikerer at dersom Jupiter hadde mye mer masse, ville planeten krympe.[16] For mindre endringer i massen vil ikke endringene i radiusen være merkbar. For endringer over 500 M⊕ (1,6 MJ)[16] vil det indre komprimeres såpass mye av den økende gravitasjonskraften at planetens volum vil synke til tross for økt materie. Det antas at Jupiter har en så stor diameter som en planet av denne sammensetningen og med samme utviklingshistorie kan oppnå. Prosessen med ytterligere krymping med økende masse ville fortsette inntil betydelig stjernetenning var nådd i brune dverger med høye masser på rundt 50 MJ.[17]

Selv om Jupiter ville trenge om lag 75 ganger mer masse for å fusjonere hydrogen og bli en stjerne, har de minste røde dvergene bare ca. 30 % større radius enn Jupiter.[18][19] Jupiter utstråler mer varme enn den mottar fra solen; mengden av varme som produseres inne i planeten, tilsvarer den totale solstrålingen den mottar.[L 5] Varmeutstrålingen genereres av Kelvin-Helmholtz-mekanismen gjennom adiabatisk konsentrasjon, slik at planeten krymper med om lag 2 cm hvert år.[L 6] Da Jupiter ble dannet, var den mye varmere og hadde omtrent det dobbelte av sin nåværende diameter.[20]

Indre struktur[rediger | rediger kilde]

Modell av Jupiters indre, med en steinete kjerne og et dypt lag med metallisk hydrogen over.

Jupiter antas å ha en kompakt kjerne med en blanding av grunnstoffer, et omliggende lag av flytende metallisk hydrogen med noe helium og et ytre lag overveiende av molekylært hydrogen.[L 6] Kjernen blir ofte beskrevet som steinete, men detaljene er ukjente. Det er også egenskapene til materialene ved disse temperaturene og trykket i disse dybdene. Romsonden Galileo utførte i 1997 gravitasjonelle målinger[L 6] som antydet en kjerne med en masse fra 12 til 45 ganger jordens masse, eller grovt 3–15 % av Jupiters totale masse.[L 5][21] Målingene var ikke et bevis, grunnet feilmarginer i rotasjonskoeffisienten J6, radius til ekvator og temperaturen ved 1 bar.[L 6][L 7] Det er forventet at romsonden Juno, som ankommer i 2016, vil redusere usikkerheten rundt disse parametrene.[22]

Modeller for Jupiters dannelse antyder en steinete eller isete kjerne som var tilstrekkelig massiv til å samle hoveddelen av hydrogenet og heliumet fra en protosolar tåke. Denne teoretiske kjernen kan ha krympet, etter hvert som den ble smeltet av konveksjonsstrømmer av varmt, flytende metallisk hydrogen, som fraktet dens innhold til høyere nivåer i planetens indre. Tett metallisk hydrogen er antatt å omgi kjernen, og strekke seg utover til om lag 78 % av planetens radius.[L 5] Regndråper av helium og neon faller nedover gjennom dette laget og utarmer forekomsten av disse grunnstoffene i den øvre atmosfæren.[13][23]

Over laget med metallisk hydrogen ligger en transparent innvendig atmosfære av hydrogen. Temperaturen ligger alltid over 33 K, som er den kritiske temperaturen for hydrogen.[24] I denne tilstanden er det ingen distinkte væske- og gassfaser – hydrogen sies å være i en superkritisk flytende tilstand. Av praktiske grunner omtales likevel hydrogen som «gass» fra den øverste delen av skydekket og nedover til en dybde på om lag 1 000 km,[L 5] og som «væske» i de dypere lagene. Fysisk sett er det ingen klar grense – gass blir smidig varmere og tettere når den synker nedover.[25][26]

Temperaturen og trykket øker jevnt innover. Ved faseovergangsregionen hvor hydrogen – oppvarmet utover det kritiske punktet – blir metallisk, antas det at temperaturen er 10 000 K og trykket 200 GPa. Temperaturen i kjernegrensen er anslått til 36 000 K, og det indre trykket anslås til omtrent 3–4 000 GPa.[L 5]

Atmosfære[rediger | rediger kilde]

Utdypende artikkel: Jupiters atmosfære

Animasjon av bevegelsene i den øvre atmosfæren på Jupiter. Bildene ble tatt hver 10. time av Voyager 1 fra 6. januar til 3. februar 1979 i avstander fra 58 millioner til 31 millioner km.
Animasjon av bevegelsene til Jupiters motroterende skystriper. I dette bildet er planetens ytre kartlagt i en sylindrisk projeksjon. Animasjoner med større bredde: 720 piksler, 1799 piksler.

Jupiter har den største planetære atmosfæren i solsystemet. Den teoretiske kjernen er ennå ikke påvist med sikkerhet, og planeten har heller ingen kjent «overflate». Atmosfæren mangler en klar nedre grense og der er gradvise overganger mot det flytende indre av planeten.[25] Utgangspunktet for atmosfæren er vanligvis blitt satt til punktet hvor det atmosfæriske trykket er 10 bar, eller ti ganger overflatetrykket på jorden.[27] Dette er ca. 90 km under nivået for 1 bar trykk (atmosfæresonden til Galileo sluttet overføringen på en dybde av 22 bar, 132 km under «overflaten» med 1 bar trykk.[27]) Derifra beveger den seg oppover gjennom en troposfære, stratosfære, termosfære og eksosfære. Hvert lag har karakteristiske temperaturgradienter[27] og ulike grader av atmosfærisk trykk. Eksosfæren har ingen godt definert øvre grense.[L 8] Tettheten avtar gradvis før den smidig går over til interplanetarisk materie omtrent 5 000 km over «overflaten» på 1 bar.[27][28]

Skylag[rediger | rediger kilde]

Jupiter er dekket av skyer av ammoniumkrystaller og muligens ammoniumhydrosulfid. De ligger i tropopausen og er ordnet i striper i ulike breddegrader, kjent som tropiske regioner. Disse er delt videre inn i lettfargede soner og mørkere belter. Vekselvirkningene mellom disse motstridende sirkulasjonsmønstrene forårsaker stormer og turbulens. Vindhastigheter på 100 m/s (360 km/t) er vanlig i sonale strømmer.[29] Sonene varierer i bredde, farge og intensitet fra år til år, men har vært tilstrekkelig stabile til å få identifiserende betegnelser.[L 2]

Skylaget er bare ca. 50 km dypt og består av minst to skydekker: et tykt, nedre dekke og et tynt, klarere område. Det kan også være et tynt lag av vannholdige skyer under ammoniakklaget, noe som gjenspeiles av lyn oppdaget i Jupiters atmosfære. Vannets polaritet skaper ladningsseparasjon som trengs for å produsere lyn.[L 5] Disse elektriske utladningene kan være opptil tusen ganger så kraftige som lynene på jorden.[30] De vannholdige skyene kan danne tordenvær drevet av varmen som stiger opp fra det indre.[31]

Den oransje og brune fargen forårsakes av oppstrømmende stoffer som skifter farge når de møter ultrafiolett lys fra solen. Sammensetningen er usikker, men stoffene antas å være fosfor, svovel eller muligens hydrokarboner.[L 5][32] Disse fargerike kromoforene blander seg med det varmere nedre skydekket. Sonene dannes når stigende konveksjonsceller danner krystalliserende ammoniakk som skjuler de lavere skydekkene.[33]

Jupiters lave aksehelning betyr at polene konstant får mindre solstråling enn ved ekvatorregionen. Konveksjon i planetens indre transporterer mer energi til polene og balanserer ut temperaturene i skylagene.[L 2]

Den store røde flekken og andre virvler[rediger | rediger kilde]

Utdypende artikkel: Den store røde flekken

Dette bildet av Jupiters store røde flekk og omgivelsene ble tatt av Voyager 1 25. februar 1979 mens sonden var 9,2 millioner km fra Jupiter. Skydetaljer så små som 160 km på tvers kan ses her. Det fargerike, bølgete skymønstret til venstre for den store røde flekken er en region med usedvanlige komplekse og variable bølgebevegelser. Den hvite ovale stormen rett under den store røde flekken har omtrent samme diameter som jorden.

Den store røde flekken er en vedvarende antisyklonsk storm som ligger 22° sør for ekvator. Den har i alle fall eksistert siden 1831,[34] og kanskje siden 1665.[35][36] Matematiske modeller antyder at stormen er stabil og permanent.[37] Den er synlig gjennom jordbaserte teleskoper med en irisblender på 12 cm eller større.[L 9]

Det ovale objektet roterer mot klokken, med en periode på rundt seks dager.[38] Dimensjonene er 24–40 000 km × 12–14 000 km; tilstrekkelig stor til å inneholde to eller tre planeter med jordens diameter.[39] Den maksimale høyden til stormen er ca. 8 km over de omkringliggende skytoppene.[40]

Slike stormer er vanlige innenfor de turbulente atmosfærene til gasskjemper. Jupiters hvite og brune ovaler er mindre ubenevnte stormer. Hvite ovaler synes å bestå av relativt kjølige skyer innenfor den øvre atmosfæren mens brune ovaler er varmere og ligger innenfor de «normale skylagene». Slike stormer kan vare fra et par timer til flere århundrer.

Før Voyager beviste at formasjonen var en storm, fantes det beviser på at flekken ikke var en dyp formasjon: Den roterte annerledes enn resten av atmosfæren, noen ganger raskere og andre ganger saktere. I løpet av den tiden flekken har blitt registrert, har den beveget seg flere ganger rundt planeten relativt til noen mulige faste roterende markører nedenfor.

I 2000 dannet det seg en atmosfærisk formasjon på den sørlige halvkulen som ligner på den store røde flekken i utseende, men som er mindre. Denne ble dannet da flere mindre, hvite ovalformede stormer slo seg sammen til én formasjon – disse tre mindre hvite ovalene ble først observert i 1938. Disse sammenslåtte formasjonene har fått navnet Oval BA og kalles også den lille røde flekken. Siden 2000 har den økt i intensitet og skiftet farge fra hvit til rød.[41][42][43]

Planetariske ringer[rediger | rediger kilde]

Jupiters ringer

Utdypende artikkel: Jupiters ringer. Se også: Planetarisk ring

Jupiter har et svakt planetarisk ringsystem sammensatt av fire hovedsegmenter: en indre torus av partikler kjent som haloen, en relativt lys hovedring og to ytre slørete ringer.[44] Ringene består tilsynelatende av støv heller enn is, hvilket er tilfellet med Saturns ringer.[L 5] Hovedringen er sannsynligvis dannet av materialer fra månene Adraste og Metis. Materialer som ellers ville falt tilbake til månene, dras inn mot Jupiter av dens sterke gravitasjon. Materialets bane svinger inn mot Jupiter, og nytt materiale tilføres ved nye nedslag.[45] På en tilsvarende måte produserer sannsynligvis de to månene Thebe og Amalthea de to hovedkomponentene i den slørete ringen.[45] Det finnes også en steinete ringstreng langs Amaltheas bane som kan bestå av kollisjonsrester fra månen.[46]

Magnetosfære[rediger | rediger kilde]

Utdypende artikkel: Jupiters magnetosfære

Aurora polaris på Jupiter. Tre lyspunkter oppstår på grunn av magnetiske flukssylindre som kobles til den jovianske månen Io (til venstre), Ganymedes (nederst) og Europa (også nederst). I tillegg kan man se den svært lyse og nærmest sirkulære regionen kalt hoved-ovalen og de svakere nordlysene.

Magnetfeltet er fjorten ganger sterkere enn jordens og går fra 4,2 gauss (0,42 mT) ved ekvator til 10–14 gauss (1,0–1,4 mT) ved polene. Dette gjør det til det sterkeste magnetfeltet i solsystemet med unntak av solflekker.[33] Feltet antas generert av virvelstrømbevegelser av konduktive materialer – innenfor den teoretiske kjernen av metallisk hydrogen. Vulkaner på månen Io avgir store mengder svoveldioksid som danner et strålingsbelte av gass langs månens bane. Gassen blir ionisert i magnetosfæren og danner svovel og oksygenioner. Sammen med hydrogenioner fra Jupiters atmosfære danner de et plasmasjikt i Jupiters ekvatorplan. Plasmaen i sjiktet roterer med planeten og fører til deformasjon av det dipole magnetfeltet til en magnetskive. Elektroner i plasmasjiktet genererer en sterk radiosignatur som produserer strøm i området 0,6–30 MHz.[47]

Ved ca. 75 jupiterradier fra planeten genererer vekselvirkningen mellom magnetosfæren og solvinden et buesjokk. Rundt magnetosfæren er det en magnetopause som ligger ved den indre kanten av en magnetosheath – en region mellom den og buesjokket. Solvinden vekselvirker med disse regionene, forlenger magnetosfæren på Jupiters leside og utvider den utover til den nesten når Saturns bane. De fire største månene til Jupiter går alle i bane innenfor magnetosfæren, som beskytter dem mot solvinden.[L 5]

Magnetosfæren er ansvarlig for intense radioutslipp fra polomådene. Vulkansk aktivitet på den jovianske månen Io (se nedenfor) injiserer gass inn i magnetosfæren og produserer en torus av partikler rundt planeten. Ettersom Io beveger seg gjennom denne torusen, genererer vekselvirkningen Alfvénbølger som frakter ionisert materie inn i polområdene på Jupiter. Som et resultat genereres radiobølger gjennom en syklotron maser-mekanisme, og energien føres ut langs en kjegleformet flate. Når jorden krysser denne flaten, kan radioutslippene fra Jupiter overstige de fra solen.[48]

Omløp og rotasjon[rediger | rediger kilde]

Jupiter går i bane rundt solen i en gjennomsnittsavstand på 778 millioner kilometer (ca. 5,2 AE) og fullfører ett omløp for hvert 11,86 år.

Jupiter er den eneste planeten som har et massefellespunkt med solen som ligger på utsiden av solens volum, dog bare 7 % av solens radius.[L 10] Gjennomsnittsavstanden mellom Jupiter og solen er 778 millioner km (ca. 5,2 ganger gjennomsnittsavstanden mellom jorden og solen, eller 5,2 AE), og den fullfører en runde for hvert 11,86 år. Dette er to femtedeler av omløpsperioden til Saturn. Dette gir ikke en ekte 5:2-baneresonans mellom de to største planetene i solsystemet. Det kan likevel indikere at resonans eksisterte i fortiden, eller at systemet beveger seg mot en resonans i fremtiden.[49] I sitt verk Théorie du movement et de la figure elliptique des planètes fra 1784 betegnet Pierre-Simon Laplace dette forholdet som den store ulikhet.

Den elliptiske banen er inklinert 1,31° sammenlignet med jorden. På grunn av en eksentrisitet på 0,048 varierer avstanden til solen med 75 millioner km mellom perihelium og aphelium, eller henholdsvis det nærmeste og fjerneste punktet til planeten langs sin bane rundt solen.

Aksehelningen er kun 3,13°. Planeten har derfor ikke så store årstidsforandringer som jorden og Mars.[50]

Jupiter har den raskeste rotasjonen av alle planetene i solsystemet og roterer rundt sin egen akse på noe mindre enn ti timer. Dette fører til en bul rundt ekvator som lett kan ses gjennom et jordbasert amatørteleskop. Akselerasjonen krever en sentripetalakselerasjon ved ekvator på ca. 1,67 m/s², sammenlignet med overflategravitasjonen ved ekvator på 24,79 m/s²; dermed er nettoakselerasjonen på overflaten ved ekvator ca. 23,12 m/s². Planeten er formet som en flattrykt sfæroide, og ekvators diameter er 9 275 km større enn diameteren mellom polene.[26]

Den øvre atmosfæren gjennomgår en differensiell rotasjon. Rotasjonen ved polene er omlag fem minutter lengre enn ved ekvator; tre systemer brukes som referanserammer, spesielt når bevegelsen til atmosfæriske formasjoner skal kartlegges. System I gjelder fra breddegradene 10° N til 10° S, og perioden er planetens korteste med 9 t, 50 min og 30,0 s. System II gjelder alle breddegrader nord og sør for disse og har en periode på 9 t, 55 min og 40,6 s. System III ble først definert av radioastronomer og tilsvarer rotasjonen til planetens magnetosfære, og dens periode er Jupiters offisielle rotasjon.[L 11]

Observasjon[rediger | rediger kilde]

Den retrograde bevegelsen til en ytre planet er forårsaket av den relative beliggenheten i forhold til jorden.

Jupiter er vanligvis det fjerde lyssterkeste objektet på himmelen (etter solen, månen og Venus),[33] men til tider kan Mars fremstå mer lyssterk. Avhengig av Jupiters posisjon i forhold til jorden kan planeten variere i synlig størrelsesklasse fra så lyssterk som –2,9 i opposisjon og ned til –1,6 under konjunksjon med solen. Vinkeldiameteren til Jupiter varierer på samme måte fra 50,1 til 29,8 buesekunder.[3] Gunstige opposisjoner oppstår når Jupiter passerer gjennom perihel én gang per omløp. Da Jupiter nærmet seg perihel i mars 2011 var det en gunstig opposisjon i september 2010.[51]

Jorden passerer Jupiter hver 398,8 dag i sin bane rundt solen. Dette kalles den synodiske periode. Når dette skjer, gjennomgår Jupiter en retrograd bevegelse med hensyn til stjernene i bakgrunnen. For en periode ser det ut som at Jupiter beveger seg bakover på nattehimmelen i en loop.

Omløpstiden på tolv år tilsvarer de tolv astrologiske tegnene i Dyrekretsen, og kan ha vært den historiske opprinnelsen til tegnene.[L 2] Hver gang Jupiter når opposisjon, har den avansert østover med ca. 30°, tilsvarende bredden av Dyrekretsen.

Fordi banen er utenfor jordens, overstiger fasevinkelen til Jupiter sett fra jorden aldri 11,5°. Derfor fremstår planeten alltid nesten fullt opplyst sett gjennom jordbaserte teleskoper. Først under romfartsoppdrag ble Jupiter sett som en halvmåne.[52]

Forskning og utforskning[rediger | rediger kilde]

Før-teleskopisk utforskning[rediger | rediger kilde]

Modell i Almagest av de langsgående bevegelsen til Jupiter (☉) relativ til jorden (⊕).

Jupiter ble observert av babylonske astronomer i det 7. eller 8. århundret f.Kr.[53] I den babylonske teksten Enuma anu enlil, er Jupiter omtalt i tekst 3 på tavlene 50-51.[54] Den kinesiske astronomihistorikeren Xi Zezong har hevdet at Gan De, en kinesisk astronom, oppdaget en av Jupiters måner i år 362 f.Kr. med det blotte øye. Dersom dette stemmer vil det være nesten to årtusener forut for Galileos oppdagelse.[55][L 12]

I verket Almagest fra det andre århundre konstruerte den hellenistiske astronomen Klaudios Ptolemaios en geosentrisk planetmodell basert på deferenter og episykluser for å forklare Jupiters bevegelse relativt til jorden. Han anga omløpstiden rundt jorden til 4 332,39 dager, eller 11,86 år.[L 13] I 499 brukte Aryabhata, en matematiker og astronom fra den klassiske tiden for den indiske matematikken og astronomien, en modell som beregnet Jupiters periode som 4 332,2722 dager, eller 11,86 år.[L 14]

Bakkebasert teleskopundersøkelse[rediger | rediger kilde]

I 1610 oppdaget Galileo Galilei de fire største månene til Jupiter – Io, Europa, Ganymedes og Callisto (nå kjent som de galileiske månene) – ved bruk av et teleskop, antagelig den første teleskop-observasjonen av andre måner enn jordens. Dette var også den første oppdagelsen av himmelbevegelse som ikke var sentrert rundt jorden. Det var et viktig punkt i favør av Kopernikus' heliosentriske teori om planetenes bevegelse; Galileos uttalte støtte av Kopernikus' modell plasserte ham som en trussel for inkvisisjonen.[56]

På 1660-tallet brukte Cassini et nytt teleskop for å oppdage flekker og fargefulle striper på Jupiter og observerte da at planeten er utflatet ved polene. Han anslo også rotasjonsperioden for planeten.[57] I 1690 oppdaget han at atmosfæren gjennomgår en differensiell rotasjon.[L 5]

Detaljbilde i falske farger av den store røde flekken og en passerende hvit oval.
Foto: Voyager 1

Den store røde flekken, en tilsynelatende ovalformet figur på Jupiters sørlige halvkule, kan ha blitt observert i 1664 av Robert Hooke og i 1665 av Giovanni Cassini, men dette er omstridt. Farmasøyten Heinrich Schwabe produserte tegninger som viste detaljer av den store røde flekken i 1831.[L 15]

Den store røde flekken ble angivelig ute av syne ved flere anledninger mellom 1665 og 1708 før den ble ganske lett synlig igjen i 1878. Den ble registrert som svinnende igjen i 1883 og i begynnelsen av det 20. århundre.[58]

Både Giovanni Borelli og Cassini lagde møysommelige tabeller over de jovianske månenes bevegelser. Dette gjorde det mulig å forutsi når månene ville passere foran eller bak planeten. I 1670-årene ble det observert at når Jupiter var på motsatt side av solen sett fra jorden, forekom disse hendelsene ca. 17 minutter senere enn forventet. Ole Rømer utledet at sikten var unøyaktig, en konklusjon Cassini hadde avvist.[57] Tidsavviket gjaldt bare observasjoner fra andre objekter (som jorden), og skyldtes tiden lyset bruker på å nå oss. Forskjellen ble dermed brukt til å beregne lyshastigheten.[59]

I 1892 observerte Edward Barnard en femte satellitt rundt Jupiter med 910-millimeters refraktor ved Lick Observatory i California. Oppdagelsen av dette relativt lille objektet gjorde ham raskt berømt, og var en anerkjennelse av hans ivrige synssans. Månen ble senere kalt Amalthea,[60] og var den siste månen som ble oppdaget direkte ved visuelle observasjoner.[61] Ytterligere åtte satellitter ble så oppdaget før Voyager 1-sonden passerte planeten i 1979.

Infrarødt bilde av Jupiter tatt av ESOs Very Large Telescope.

I 1932 identifiserte Rupert Wildt absorpsjonsstriper av ammoniakk og metan i Jupiters spektrum.[62]

I 1938 ble tre langtlevde antisyklonske formasjoner observert, kalt hvite ovaler. I flere tiår forble disse adskilte formasjonene i atmosfæren. Noen ganger var de svært nær hverandre, men aldri sammenslått. I 1998 kom to av ovalene inn i hverandre, mens den tredje ble observert i år 2000. Disse tre utgjør nå Oval BA.[63]

Undersøkelser med radioteleskop[rediger | rediger kilde]

I 1955 oppdaget Bernard Burke og Kenneth Franklin utbrudd av radiosignaler fra Jupiter på 22,2 MHz.[L 5] Perioden til utbruddene stemte med rotasjonen til planeten og de brukte denne informasjonen til å finjustere rotasjonshastigheten. Lange utbrudd (L-utbrudd) varer opp til flere sekunder, mens korte utbrudd (S-utbrudd) varer under én hundredel av et sekund.[64]

Tre typer av radiosignaler ble sendt fra Jupiter:

  • Dekametrisk radioutbrudd (med en bølgelengde på titalls meter) varierer med rotasjonen til Jupiter og påvirkes av vekselvirkningen mellom Io og Jupiters magnetfelt.[65]
  • Dekimetrisk radioutslipp (med bølgelengder målt i centimeter) ble først observert av Frank Drake og Hein Hvatum i 1959.[L 5] Signalet kom fra et torus-formet belte rundt ekvator, og er forårsaket av syklotron stråling som blir akselerert i Jupiters magnetfelt.[66]
  • Termisk stråling produseres av varme i atmosfæren.[L 5]

Utforskning med romsonder[rediger | rediger kilde]

Utdypende artikkel: Utforskning av Jupiter

Siden 1973 har en rekke automatiserte romsonder besøkt Jupiter. Pioneer 10 var den første som gikk tilstrekkelig nær Jupiter til å avsløre egenskaper og fenomener ved solsystemets største planet.[67][68] Flyvninger til andre planeter innenfor solsystemet krever energi som er beskrevet som netto endring i hastigheten til en romsonde, eller delta v (Δv).[f] Å komme inn i en Hohmann-bane fra jorden til Jupiter krever en Δv på 6,3 km/s,[L 16] noe som er sammenlignbart med den Δv på 9,7 km/s som kreves for å nå en lav jordbane.[69] Gravitasjonshjelp gjennom en planetarisk forbiflyvning kan redusere energibehovet for å nå Jupiter, men fører samtidig til en betydelig lengre varighet på flyvningen.[70]

Forbiflyvninger[rediger | rediger kilde]

Forbiflyvningsoppdrag
Romsonde Nærmeste
avstand		 Avstand
(km)
Pioneer 10 3. desember 1973 130 000
Pioneer 11 4. desember 1974 34 000
Voyager 1 5. mars 1979 349 000
Voyager 2 9. juli 1979 570 000
Ulysses 8. februar 1992[71] 408 894
4. februar 2004[71] 120 000 000
Cassini 30. desember 2000 10 000 000
New Horizons 28. februar 2007 2 304 535
Voyager 1 tok dette bildet av planeten Jupiter 24. januar 1979, mens den fremdeles var mer enn 40 millioner km unna.

Siden 1973 har flere romsonder utført forbiflyvningsmanøvre innenfor observasjonsvidde for Jupiter. Pioneer-sondene tok de første nærbildene av atmosfæren og flere av månene. De oppdaget at strålingsfeltene nær planeten var mye sterkere enn antatt, men begge romsondene overlevde oppholdet i dette miljøet. Banene til disse romsondene ble brukt til å finjustere anslagene for massen til det jovianske systemet. Okkultasjoner av radiosignalene fra planeten resulterte i bedre målinger av Jupiters diameter og graden av utflating ved polene.[L 2][72]

Seks år senere forbedret Voyager-programmet vår forståelse av de galileiske månene. De oppdaget Jupiters ringer og bekreftet at den store røde flekken var antisyklonsk. Bildene viste at den røde flekken hadde endret nyanser fra oransje til mørk brun siden Pioneer-oppdraget. Det ble oppdaget en torus av ioniserte atomer langs Ios bane, og man fant vulkaner på månens overflate, noen av de i ferd med å få utbrudd. Bak planeten observerte sonden lyn i nattsidens atmosfære.[73][L 2]

Solsonden Ulysses foretok i 1992 en forbiflyvningsmanøver for å oppnå en polar bane rundt solen. Under passeringen studerte sonden Jupiters magnetosfære. Siden Ulysses ikke har kameraer, ble det ikke tatt bilder. Neste forbiflyvning fant sted 4. februar 2004, men på mye større avstand.[71]

I år 2000 fløy Cassini-sonden forbi Jupiter på vei mot Saturn og ga noen av de bildene med høyest oppløsning som noen gang er tatt av planeten. 19. desember 2000 tok sonden et bilde av månen Himalia, men oppløsningen var for lav til at overflateformasjonene kom frem.[74]

New Horizons-sonden fløy forbi Jupiter på vei mot Pluto for å benytte seg av Jupiters gravitasjon. Den nærmeste passeringen fant sted 28. februar 2007.[75] Sondens kameraer målte plasma fra vulkanene på Io og studerte alle de fire galileiske månene i detalj i tillegg til langdistanseobservasjoner av de ytre månene Himalia og Elara.[76] Fotograferingen av det jovianske systemet begynte 4. september 2006.[77][78]

Galileo-oppdraget[rediger | rediger kilde]

Jupiter sett av romsonden Cassini.

Så langt har kun banesonden Galileo gått i bane rundt Jupiter. Den gikk inn i bane rundt planeten 7. desember 1995, roterte rundt planeten i over syv år og gjennomførte flere forbiflyvninger av alle de galileiske månene og Amalthea. Sonden fanget også opp nedslaget til kometen Shoemaker-Levy 9 da den nærmet seg Jupiter i 1994. Den informasjonen man fikk om det jovianske systemet fra Galileo var omfattende. Likevel var dens kapasitet begrenset etter en mislykket utrulling av en høyt-oppnåelig radiosenderantenne.[79]

Det ble sluppet en atmosfærisk sonde fra romsonden i juli 1995, som gikk inn i planetens atmosfære 7. desember. Den steg nedover i fallskjerm gjennom 150 km av atmosfæren og samlet inn data i 57,6 minutter før den ble knust av trykket (ved rundt 22 ganger det normale trykket på jorden og 153° C).[80] Sannsynligvis smeltet og fordampet den. Banesonden Galileo opplevde en raskere versjon av samme skjebne da den ble styrtet inn i planeten 21. september 2003 med en hastighet på 50 km/s. Dette ble gjort for å unngå at den skulle krasje med og forurense Europa – en måne som muligens huser liv.[79]

Fremtidige sonder og avbrutte oppdrag[rediger | rediger kilde]

NASA har et oppdrag på gang for å studere Jupiter i detalj fra polarbane. Romsonden Juno ble skutt opp 5. august 2011 og vil ankomme 5. juli 2016.[81]

Europa Jupiter System Mission (EJSM) er et foreslått fellesprosjekt mellom NASA og ESA for utforskning av Jupiter og månene. I februar 2009 ble det annonsert at ESA og NASA hadde gitt dette oppdraget prioritet foran Titan Saturn System Mission.[82][83] Oppskytningen vil finne sted rundt 2020, men ESAs bidrag vil fortsatt måtte konkurrere økonomisk med andre ESA-prosjekter.[84] EJSM består av den NASA-ledede banesonden Jupiter Europa Orbiter og den ESA-ledede banesonden Jupiter Ganymedes Orbiter.[85]

Mulighetene for flytende hav under overflaten på månene Europa, Ganymedes og Callisto har vekket stor interesse i å studere ismånene i detalj. Problemer med finansieringen har imidlertid forsinket fremdriften. NASAs JIMO (Jupiter Icy Moons Orbiter) ble kansellert i 2005.[86] En europeisk Jovian Europa Orbiter ble også studert.[87] Disse oppdragene ble erstattet av Europa Jupiter System Mission (EJSM).

Måner[rediger | rediger kilde]

Jupiter med de galileiske månene

Utdypende artikkel: Jupiters måner. Se også: Tidslinje for oppdagelsen av planeter og deres måner i solsystemet

Jupiter har 67 naturlige satellitter. Av disse er 51 mindre enn 10 km i diameter og er blitt oppdaget siden 1975. De fire største er de galileiske månene Io, Europa, Ganymedes og Callisto.

Galileiske måner[rediger | rediger kilde]

Utdypende artikkel: Galileiske måner

De galileiske månene. Fra venstre til høyre, i rekkefølge etter avstand fra Jupiter: Io, Europa, Ganymedes og Callisto.

Banene til Io, Europa, og Ganymedes danner en Laplace-resonans; for hvert fjerde omløp Io fullfører rundt Jupiter, fullfører Europa nøyaktig to omløp og Ganymedes nøyaktig ett omløp. Resonansens gravitasjonseffekter forvrenger deres baner til en elliptisk form siden hver måne mottar et ekstra rykk fra sine naboer på det samme punktet i hvert omløp. Tidevannskraften fra Jupiter gjør derimot banene mer sirkulære.[88]

Eksentrisiteten til banene forårsaker variasjon i de tre månenes former. Jupiters gravitasjon strekker dem ut når de nærmer seg og tillater dem å gå tilbake til en mer sfærisk form når de svinger bort. Denne tidevannsforandringen varmer opp månenes indre ved friksjon. Dette ses mest dramatisk ved den ekstraordinære vulkanske aktiviteten på den innerste månen Io (som utsettes for de sterkeste tidevannskreftene), og i mindre grad på den unge geologien på Europas overflate (som indikerer nylig gjenoppbygging av månens overflate).

De galileiske månene, sammenlignet med jordens måne
Navn IPA Diameter Masse Baneradius Omløpstid
km  % kg  % km  % dager  %
Io ˈaɪ.oʊ 3 643 105 8,9×1022 120 421 700 110 1,77 7
Europa jʊˈroʊpə 3 122 90 4,8×1022 65 671 034 175 3,55 13
Ganymedes ˈɡænimiːd 5 262 150 14,8×1022 200 1 070 412 280 7,15 26
Callisto kəˈlɪstoʊ 4 821 140 10.8×1022 150 1 882 709 490 16,69 61

Klassifisering av måner[rediger | rediger kilde]

Foto av Europa, tatt av Galileo 7. september 1996 i en avstand av 677 000 km.

Før Voyager-programmet ble Jupiters måner fordelt på fire grupper, basert på likhet i deres baneelementer. Oppdagelsen av flere små ytre måner har komplisert bildet, og det opereres nå med åtte hovedgrupper.

Åtte indre regulære måner har nesten sirkulære baner nær planet til Jupiters ekvator og antas å ha blitt dannet sammen med Jupiter. Resten er små irregulære måner med elliptiske og inklinerte baner som antas å være innfangede asteroider eller fragmenter av slike. Irregulære måner som tilhører en gruppe, har like baneelementer og kan ha et felles opphav, kanskje som en større måne eller et innfanget legeme som brøt opp.[L 17][89]

Regulære måner
Indre gruppe Den indre gruppen med fire små måner som alle har en diameter på mindre enn 200 km, går i bane i en radius på mindre enn 200 000 km og har en baneinklinasjon på mindre enn en halv grad.
Galileiske måner[90] Disse fire månene, oppdaget av Galileo Galilei og av Simon Marius i parallell, går i bane mellom 400 000 og 2 000 000 km og inneholder noen av de største månene i solsystemet.
Irregulære måner
Themisto En enkelt måne som går i bane halvveis mellom de galileiske månene og Himaliagruppen.
Himaliagruppen En tett klynget gruppe måner med baner rundt 11 000 000–12 000 000 km fra Jupiter.
Carpo En måne som går i bane rundt Jupiter i en prograd retning ved den indre kanten av Anankegruppen .
Anankegruppen Denne gruppen med retrograd bevegelse har uklare grenser, i snitt 21 276 000 km fra Jupiter med en gjennomsnittlig inklinasjon på 149 grader.
Carmegruppen En distinkt retrograd gruppe som i snitt går 23 404 000 km fra Jupiter med en gjennomsnittlig inklinasjon på 165 grader.
Pasiphaëgruppen En spredt retrograd gruppe som omfatter alle de ytterste månene.

Vekselvirkning med solsystemet[rediger | rediger kilde]

Utdypende artikler: Asteroidebeltet, Jupitertrojanere og kortperiodiske kometer

De trojanske asteroidene i Jupiters bane (grønt) så vel som hovedbeltet (hvitt).

Sammen med solen har den gravitasjonelle påvirkningen fra Jupiter bidratt med å forme solsystemet. Banene til de fleste av solsystemets planeter ligger nærmere Jupiters baneplan enn solens ekvatorplan, Merkur er den eneste planeten som ligger nærmere solens ekvator i banehelling. Kirkwoodgapet i asteroidebeltet er hovedsakelig forårsaket av Jupiter og planeten kan ha vært ansvarlig for det sene tunge bombardementet av det indre solsystemet.[91]

Jupiters gravitasjonsfelt kontrollerer en rekke asteroider som har plassert seg i regionene ved Lagrange-punktene før og etter Jupiter i dens bane rundt solen. De kalles Jupitertrojanere og blir delt inn i greske og trojanske «leirer» til minne om Iliaden. Den første av disse, 588 Achilles, ble oppdaget av Max Wolf den 22. februar 1906; totalt 6 258 er oppdaget per 8. august 2015.[92][93] Den største er 624 Hektor.

De fleste kortperiodiske kometer tilhører Jupiter-familien. Deres store halvakse er mindre enn Jupiters, og de antas å dannes i Kuiperbeltet utenfor Neptuns bane. Under nærkontakt med Jupiters bane blir banene perturbert til mindre perioder, før den gravitasjonelle vekselvirkningen med solen og Jupiter gjør dem mer sirkulære.[94] Per 31. mai 2015 er det kjent 510 kometer i Jupiter-familien og 75 i Halley-familien.[95]

Nedslag[rediger | rediger kilde]

Se også: Shoemaker-Levy 9, Nedslaget på Jupiter i 2009 og Nedslaget på Jupiter i 2010
Jupiter i ultrafiolett, ca 2.5 time etter nedslaget til fragmentet Robyn av Shoemaker-Levy 9, den 21. juli 1994. Den svarte prikken nær toppen er en Gallileisk måne.

Jupiter har blitt kalt solsystemets støvsuger[96] på grunn av den enorme gravitasjonsbrønnen og beliggenheten nær det indre solsystemet. Planeten har de hyppigste forekomstene av kometnedslag av planetene i solsystemet.[97] Det var antatt at planeten delvis skjermet det indre solsystemet mot kometer. Datasimuleringer tyder på at Jupiter ikke fører til noen netto nedgang i antall kometer, siden dens gravitasjon perturberer banene innover i omtrent samme antall som den samler eller støter bort.[98] Temaet er kontroversielt. Noen tror planeten trekker kometer fra Kuiperbeltet mot jorden. Andre hevder den beskytter jorden mot kometer fra den angivelige Oorts sky.[99]

En gjennomgang i 1997 av historiske astronomiske tegninger, antyder at astronomen Cassini registrerte et nedslagskrater i 1690. Åtte andre kandidater til observasjoner av nedslag ble avvist.[100]

Hubble-bilde tatt 23. juli 2009 viser en ca. 8 000 km lang flenge etter nedslaget i 2009.[101]

Fra 16. til 22. juli 1994 kolliderte over 20 fragmenter fra kometen Shoemaker-Levy 9 (SL9, formelt betegnet D1993 F2) med Jupiters sørlige halvkule, og ga de første direkte observasjonene av en kollisjon mellom to objekter i solsystemet. Nedslaget ga ny informasjon om Jupiters atmosfære.[102][103] Spektroskopiske studier avslørte absorpsjonsliner fra diatomisk svovel (S2) og karbondisulfid (CS2). Dette var første gang begge disse stoffene ble oppdaget på Jupiter. Det var også andre gang S2 var blitt oppdaget på et himmellegeme. Det var tidligere bare kjent fra Jupitermånen Io. I tillegg ble det funnet spor etter ammoniakk (NH3) og hydrogensulfid (H2).

19. juli 2009 ble det oppdaget et nedslagsted ved omtrent 216. breddegrad i System II.[104][105] Nedslaget etterlot en sort flekk i atmosfæren, tilsvarende størrelsen til Oval BA. Infrarøde observasjoner viste en lys flekk på nedslagstedet, som betyr at det varmet opp den nedre atmosfæren i området nær Jupiters sørpol.[106]

Et mindre nedslag ble oppdaget 3. juni 2010 av amatørastronomen Anthony Wesley fra Murrumbateman i New South Wales i Australia, og ble filmet av amatørastronomen Christopher Go fra Cebu på Filippinene.[107] Den 20. august 2010 ble enda et nedslag observert av den japanske amatørastronomen Masayuki Tachikawa i Kumamoto,[108] og den 23. august var hendelsen blitt rapportert av amatørastronomen Kazuo Aoki og amatørastronomen Ishimaru fra prefekturet Toyama.[109]

Den 10. september 2012 oppdaget amatørastronomen Dan Petersen et nedslag av en ildkule på Jupiter, som varte 1 eller 2 sekunder.[110] Samtidig ble nedslaget filmet av astronomen George Hall. Nedslaget fant sted på den 345. lengdegrad og breddegraden +2,[111] og objektet ble antatt å være under 10 meter i diameter.[110]

Muligheter for liv[rediger | rediger kilde]

Miller-Urey-eksperimentet, utført av kjemikerne Stanley Miller og Harold Urey i 1953, viste at en kombinasjon av lyn og de kjemiske sammensetningene som eksisterte i atmosfæren i jordens urtid, kunne danne organiske forbindelser (inkludert aminosyrer) som kunne være byggeblokker for liv. Eksperimentet førte til dannelsen av 22 aminosyrer.[112] Den simulerte atmosfæren inneholdt vann, metan, ammoniakk og molekylært hydrogen, som fremdeles finnes i Jupiters atmosfære, og det ble påvist at atmosfærens sterke vertikale luftsirkulasjon vil bringe disse forbindelsene ned til de lavere regionene. Dette var før romsonder avdekket det høye trykket og de høye temperaturene i Jupiters atmosfære. Den høyere temperaturen ville bryte ned slike kjemikalier og forhindre dannelsen av jordlignende liv.[113]

Det er neppe jordlignende liv på Jupiter. Det finnes lite vann i atmosfæren og en mulig fast overflate vil befinne seg under ekstreme trykk. I 1976 lanserte de amerikanske astronomene Carl Sagan og Edwin Ernest Salpeter en hypotese om ammoniakk- eller vannbasert liv i Jupiters øvre atmosfære. Hypotesen var basert på økologien til terrestriske hav som har enkle fotosyntetiske plankton i de øvre nivåene, fisker i de lavere nivåene som lever av disse skapningene, og marine predatorer som jakter på fiskene.[114][115] Dette var før Voyager-oppdragene utvidet innsikten om det jovianske systemet. I science fiction novellen A Meeting with Medusa fra 1971 beskrev Arthur C. Clarke jovianske skapninger som lignet Sagans og Salpeters hypotetiske livsformer.

Mulige underjordiske hav på noen av Jupiters måner har ført til spekulasjoner om det finnes liv der.

Mytologi[rediger | rediger kilde]

Jupiter, skisse fra en 1550-utgave av Guido Bonattis Liber Astronomiae.

Planeten Jupiter har vært kjent siden antikken. Den er synlig for det blotte øye på nattehimmelen og kan i blant ses på dagtid når solen står lavt.[116] For babylonerne representerte den guden Marduk. De brukte en grov 12-års bane for planeten langs ekliptikken for å definere stjernebildene i Dyrekretsen.[L 2][117]

Romerne oppkalte planeten etter Jupiter (lat.: Iuppiter, Iūpiter og Jove), den høyeste guddommen i romersk mytologi. Navnet kommer fra den urindoeuropeiske vokative sammensetningen *Dyēu-pəter. Nominativ *Dyeus-pətēr betyr «O Fader Himmel-Gud» eller «O Fader Dag-Gud».[118]

Det astronomiske symbolet for planeten, ♃, er en stilisert fremstilling av gudens lyn. Den opprinnelige greske guddommen Zevs, som ble adoptert av romerne, står for roten zeno- som blir brukt til å danne noen Jupiter-relaterte ord på engelsk, som «zenographic».[119]

Joviansk er adjektivformen for Jupiter. Den eldre adjektivformen jovial, satt ut av astrologer i middelalderen, har fått betydningen «glad» eller «lystig», som er stemninger som tilskrives Jupiters astrologiske påvirkning.[120]

I Kina kalles planeten for trestjernen (kinesisk: 木星; pinyin: mùxīng, kantonesisk: moqsing), basert på den kinesiske læren om de fem elementene.[L 18][L 19][L 20] Denne navneformen brukes også i Korea (hangul: 목성, revidert romanisering: moksseong) og på japansk (mokusei). Grekerne kalte den Φαέθων, Phaethon, «flammende». I vedisk astrologi oppkalte hinduistiske astrologer planeter etter Bṛhaspati, den religiøse læreren for gudene. De kalte den ofte «Guru», som bokstavelig betyr «den tunge».[121] I det norske språket er torsdag avledet fra «Tors dag», der Tor er assosiert med planeten Jupiter i germansk religion.[122]

Noter og referanser[rediger | rediger kilde]

Noter
  1. ^ Baneelementene refererer seg til barysenteret for Jupiters system, og er de øyeblikkelige oskulerende verdiene ved nøyaktig epoke J2000. Barycenterkvanta er gitt fordi, i motsetning til det planetariske senter, opplever de ikke nevneverdige endringer på en dag-til-dag basis fra månenes bevegelser.
  2. ^ 1,305° mot ekliptikken, 6,09° mot solens ekvator og 0,32° mot det konstante planet
  3. ^ a b c d e f g Refererer seg til nivået for 1 bar atmosfærisk trykk
  4. ^ Den største kjente planeten utenfor solsystemet per 2009 er TrES-4
  5. ^ Joviansk er adjektivformen for Jupiter.
  6. ^ v i delta v (Δv) kommer fra engelsk «velocity», hastighet på norsk.
Litteraturhenvisninger
  1. ^ Taylor (2001) s. 208
  2. ^ a b c d e f g Burgess (1982)
  3. ^ Shu (1982) s. 426
  4. ^ Davis og Turekian (2005) s. 624|
  5. ^ a b c d e f g h i j k l m Elkins-Tanton (2006)
  6. ^ a b c d Guillot, Stevenson, Hubbard og Saumon (2004) kapittel 3: «The interior of Jupiter»
  7. ^ McFadden, Weissman og Johnson (2006) s. 412
  8. ^ Yelle (2004), s. 1
  9. ^ Covington (2002) s. 53
  10. ^ Herbst og Rix (1999) side 341–350, se seksjon 3.4
  11. ^ Ridpath (1998)
  12. ^ Dong (2002)
  13. ^ Pedersen (1974) s. 423 og 428
  14. ^ Aryabhata s. 9
  15. ^ Murdin (2000)
  16. ^ Fortescue, Stark og Swinerd (2003) s. 150
  17. ^ Jewitt og Sheppard (2004)
  18. ^ De Groot (1912) s. 300
  19. ^ Crump (1992) s. 39–40
  20. ^ Hulbert (1909) s. 426
Tidsskriftsartikler, nettutgivelser o.l.
  1. ^ Yeomans, Donald K. (13. juli 2006). «HORIZONS System» (engelsk). NASA JPL. Besøkt 6. januar 2012.  — På siden, gå til «web interface» og velg «Ephemeris Type: Elements», «Target Body: Jupiter Barycenter» og «Center: Sun».
  2. ^ Seligman, Courtney. «Rotation Period and Day Length» (engelsk). Besøkt 6. januar 2012. 
  3. ^ a b c d e f g h i j k l m n o Williams, Dr. David R. (16. november 2004). «Jupiter Fact Sheet» (engelsk). NASA. Besøkt 4. januar 2012. 
  4. ^ «The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter» (engelsk). 3. april 2009. Besøkt 6. januar 2012.  (laget med Solex 10 skrevet av Aldo Vitagliano)
  5. ^ a b c d e Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A'hearn, M. F. m.fl. (2007). «Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006». Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy (engelsk), 98 (3), s. 155–180. Bibcode:2007CeMDA..98..155S. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. 
  6. ^ «Solar System Exploration: Jupiter: Facts & Figures». NASA (engelsk). 7. mai 2008. Besøkt 6. januar 2012. 
  7. ^ «Astrodynamic Constants» (engelsk). JPL Solar System Dynamics. 27. februar 2009. Besøkt 6. januar 2012. 
  8. ^ Seidelmann, P. K.; Abalakin, V. K.; Bursa, M.; Davies, M. E.; de Burgh, C.; Lieske, J. H.; Oberst, J.; Simon, J. L.; Standish, E. M.; Stooke, P.; Thomas, P. C. (2001). «Report of the IAU/IAG Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites: 2000» (engelsk). HNSKY Planetarium Program. Besøkt 6. januar 2012. 
  9. ^ Gautier, D.; Conrath, B.; Flasar, M.; Hanel, R.; Kunde, V.; Chedin, A.; Scott N. (1981). «The helium abundance of Jupiter from Voyager». Journal of Geophysical Research (engelsk) (A10 utg.), 86, s. 8713–8720. Bibcode:1981JGR....86.8713G. doi:10.1029/JA086iA10p08713. 
  10. ^ Kunde, V. G. et al. (10. september 2004). «Jupiter's Atmospheric Composition from the Cassini Thermal Infrared Spectroscopy Experiment». Science (engelsk) (5690 utg.), 305, s. 1582–86. Bibcode:2004Sci...305.1582K. doi:10.1126/science.1100240. PMID 15319491. Besøkt 4. april 2007. 
  11. ^ Kim, S. J.; Caldwell, J.; Rivolo, A. R.; Wagner, R. (1985). «Infrared Polar Brightening on Jupiter III. Spectrometry from the Voyager 1 IRIS Experiment». Icarus (engelsk) (2 utg.), 64, s. 233–48. Bibcode:1985Icar...64..233K. doi:10.1016/0019-1035(85)90201-5. 
  12. ^ Niemann, H. B.; Atreya, S. K.; Carignan, G. R.; Donahue, T. M.; Haberman, J. A.; Harpold, D. N.; Hartle, R. E.; Hunten, D. M.; Kasprzak, W. T.; Mahaffy, P. R.; Owen, T. C.; Spencer, N. W.; Way, S. H. (1996). «The Galileo Probe Mass Spectrometer: Composition of Jupiter's Atmosphere». Science (engelsk) (5263 utg.), 272, s. 846–849. Bibcode:1996Sci...272..846N. doi:10.1126/science.272.5263.846. PMID 8629016. 
  13. ^ a b Mahaffy, Paul. «Highlights of the Galileo Probe Mass Spectrometer Investigation» (engelsk). NASA Goddard Space Flight Center, Atmospheric Experiments Laboratory. Besøkt 5. januar 2012. 
  14. ^ Ingersoll, A. P.; Hammel, H. B.; Spilker, T. R.; Young, R. E. (1. juli 2005). «Outer Planets: The Ice Giants» (PDF) (engelsk). Lunar & Planetary Institute. Besøkt 5. januar 2012. 
  15. ^ Schneider, Jean (2009). «The Extrasolar Planets Encyclopedia: Interactive Catalogue» (engelsk). Paris Observatory. Besøkt 4. januar 2012. 
  16. ^ a b Seager, S.; Kuchner, M.; Hier-Majumder, C. A.; Militzer, B. (2007). «Mass-Radius Relationships for Solid Exoplanets». The Astrophysical Journal (engelsk) (2 utg.), 669, s. 1279–1297. arXiv:0707.2895. Bibcode:2007ApJ...669.1279S. doi:10.1086/521346. 
  17. ^ Guillot, Tristan (1999). «Interiors of Giant Planets Inside and Outside the Solar System». Science (engelsk) (5437 utg.), 286, s. 72–77. Bibcode:1999Sci...286...72G. doi:10.1126/science.286.5437.72. PMID 10506563. Besøkt 28. august 2007. 
  18. ^ Burrows, A.; Hubbard, W. B.; Saumon, D.; Lunine, J. I. (1993). «An expanded set of brown dwarf and very low mass star models». Astrophysical Journal (engelsk) (1 utg.), 406, s. 158–71. Bibcode:1993ApJ...406..158B. doi:10.1086/172427. 
  19. ^ Queloz, Didier (19. november 2002). «VLT Interferometer Measures the Size of Proxima Centauri and Other Nearby Stars» (engelsk). Det europeiske sørobservatorium. Besøkt 5. januar 2012. 
  20. ^ Bodenheimer, P. (1974). «Calculations of the early evolution of Jupiter». Icarus (engelsk) (3 utg.), 23, s. 319–25. Bibcode:1974Icar...23..319B. doi:10.1016/0019-1035(74)90050-5. 
  21. ^ Guillot, T.; Gautier, D.; Hubbard, W. B. (1997). «New Constraints on the Composition of Jupiter from Galileo Measurements and Interior Models». Icarus (engelsk) (2 utg.), 130, s. 534–539. arXiv:astro-ph/9707210. Bibcode:1997astro.ph..7210G. doi:10.1006/icar.1997.5812. 
  22. ^ Horia, Yasunori; Sanoa, Takayoshi; Ikomaa, Masahiro; Idaa, Shigeru (2007). «On uncertainty of Jupiter's core mass due to observational errors». Proceedings of the International Astronomical Union (Cambridge University Press), 3 (S249), s. 163–166. doi:10.1017/S1743921308016554. 
  23. ^ Lodders, Katharina (2004). «Jupiter Formed with More Tar than Ice». The Astrophysical Journal (engelsk) (1 utg.), 611, s. 587–597. Bibcode:2004ApJ...611..587L. doi:10.1086/421970. Besøkt 3. juli 2007. 
  24. ^ Züttel, Andreas (september 2003). «Materials for hydrogen storage». Materials Today (engelsk) (9 utg.), 6, s. 24–33. doi:10.1016/S1369-7021(03)00922-2. 
  25. ^ a b Guillot, T. (1999). «A comparison of the interiors of Jupiter and Saturn». Planetary and Space Science (engelsk) (10–11 utg.), 47, s. 1183–200. arXiv:astro-ph/9907402. Bibcode:1999P&SS...47.1183G. doi:10.1016/S0032-0633(99)00043-4. 
  26. ^ a b Lang, Kenneth R. (2003). «Jupiter: a giant primitive planet» (engelsk). NASA. Besøkt 5. januar 2012. 
  27. ^ a b c d Seiff , A.; Kirk, D.B.; Knight, T.C.D. et al. (1998). «Thermal structure of Jupiter's atmosphere near the edge of a 5-μm hot spot in the north equatorial belt». Journal of Geophysical Research (engelsk) (E10 utg.), 103, s. 22857–22889. Bibcode:1998JGR...10322857S. doi:10.1029/98JE01766. 
  28. ^ Miller, S.; Aylword, A.; Milliword, G. (2005). «Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: the Importance of Ion-Neutral Coupling». Space Science Reviews (engelsk) (1–2 utg.), 116, s. 319–343. Bibcode:2005SSRv..116..319M. doi:10.1007/s11214-005-1960-4. 
  29. ^ Ingersoll, A. P.; Dowling, T. E.; Gierasch, P. J.; Orton, G. S.; Read, P. L.; Sanchez-Lavega, A.; Showman, A. P.; Simon-Miller, A. A.; Vasavada, A. R. «Dynamics of Jupiter’s Atmosphere» (PDF) (engelsk). Lunar & Planetary Institute. Besøkt 5. januar 2012. 
  30. ^ Watanabe, Susan (25. februar 2006). «Surprising Jupiter: Busy Galileo spacecraft showed jovian system is full of surprises» (engelsk). NASA. Besøkt 5. januar 2012. 
  31. ^ Kerr, Richard A. (2000). «Deep, Moist Heat Drives Jovian Weather». Science (engelsk) (5455 utg.), 287, s. 946–947. doi:10.1126/science.287.5455.946b. Besøkt 24. februar 2007. 
  32. ^ Strycker, P. D.; Chanover, N.; Sussman, M.; Simon-Miller, A. (2006). «A Spectroscopic Search for Jupiter's Chromophores». DPS meeting #38, #11.15 (engelsk). American Astronomical Society. Bibcode:2006DPS....38.1115S. 
  33. ^ a b c Gierasch, Peter J.; Nicholson, Philip D. (2004). «Jupiter» (engelsk). World Book @ NASA. Besøkt 5. januar 2012. 
  34. ^ Denning, W.F. (1899). «Jupiter, early history of the great red spot on». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (engelsk), 59, s. 574–584. Bibcode:1899MNRAS..59..574D. 
  35. ^ Kyrala, A. (1982). «An explanation of the persistence of the Great Red Spot of Jupiter». Moon and the Planets (engelsk) (1 utg.), 26, s. 105–7. Bibcode:1982M&P....26..105K. doi:10.1007/BF00941374. 
  36. ^ «Philosophical Transactions Vol. I» (engelsk). Project Gutenberg. 1665–1666. Besøkt 5. januar 2012. 
  37. ^ Sommeria, Jöel; Steven D. Meyers & Harry L. Swinney (25. februar 1988). «Laboratory simulation of Jupiter's Great Red Spot». Nature (engelsk) (6158 utg.), 331, s. 689–693. Bibcode:1988Natur.331..689S. doi:10.1038/331689a0. 
  38. ^ Cardall, C. Y.; Daunt, S. J. «The Great Red Spot» (engelsk). University of Tennessee. Besøkt 6. januar 2012. 
  39. ^ «Jupiter Data Sheet» (engelsk). Space.com. Besøkt 6. januar 2012. 
  40. ^ Phillips, Tony (3. mars 2006). «Jupiter's New Red Spot» (engelsk). NASA. Besøkt 6. januar 2012. 
  41. ^ «Jupiter's New Red Spot» (engelsk). 2006. Besøkt 6. januar 2012. 
  42. ^ Steigerwald, Bill (14. oktober 2006). «Jupiter's Little Red Spot Growing Stronger» (engelsk). NASA. Besøkt 6. januar 2012. 
  43. ^ Goudarzi, Sara (4. mai 2006). «New storm on Jupiter hints at climate changes» (engelsk). USA Today. Besøkt 6. januar 2012. 
  44. ^ Showalter, M.A.; Burns, J.A.; Cuzzi, J. N.; Pollack, J. B. (1987). «Jupiter's ring system: New results on structure and particle properties». Icarus (engelsk) (3 utg.), 69, s. 458–98. Bibcode:1987Icar...69..458S. doi:10.1016/0019-1035(87)90018-2. 
  45. ^ a b Burns, J. A.; Showalter, M.R.; Hamilton, D.P.; et al. (1999). «The Formation of Jupiter's Faint Rings». Science (engelsk) (5417 utg.), 284, s. 1146–50. Bibcode:1999Sci...284.1146B. doi:10.1126/science.284.5417.1146. PMID 10325220. 
  46. ^ Fieseler, P.D.; Adams, Olen W; Vandermey, Nancy; Theilig, E.E; Schimmels, Kathryn A; Lewis, George D; Ardalan, Shadan M; Alexander, Claudia J (2004). «The Galileo Star Scanner Observations at Amalthea». Icarus (engelsk) (2 utg.), 169, s. 390–401. Bibcode:2004Icar..169..390F. doi:10.1016/j.icarus.2004.01.012. 
  47. ^ Brainerd, Jim (22. november 2004). «Jupiter's Magnetosphere» (engelsk). The Astrophysics Spectator. Besøkt 7. januar 2012. 
  48. ^ «Radio Storms on Jupiter» (engelsk). NASA. 20. februar 2004. Besøkt 7. januar 2012. 
  49. ^ Michtchenko, T. A.; Ferraz-Mello, S. (februar 2001). «Modeling the 5 : 2 Mean-Motion Resonance in the Jupiter–Saturn Planetary System». Icarus (engelsk) (2 utg.), 149, s. 77–115. Bibcode:2001Icar..149..357M. doi:10.1006/icar.2000.6539. 
  50. ^ «Interplanetary Seasons» (engelsk). Science@NASA. Besøkt 7. januar 2012. 
  51. ^ Horizons output. «Favorable Appearances by Jupiter» (engelsk). Besøkt 7. januar 2012.  Horizons
  52. ^ «Encounter with the Giant» (engelsk). NASA. 1974. Besøkt 7. januar 2012. 
  53. ^ A. Sachs (2. mai 1974). «Babylonian Observational Astronomy». Philosophical Transactions of the Royal Society of London (engelsk) (1257 utg.) (Royal Society of London), 276, s. 43–50 (see p. 44). Bibcode:1974RSPTA.276...43S. doi:10.1098/rsta.1974.0008. JSTOR 74273. 
  54. ^ Tuman, V. S. (desember 1992). «An attempt to Date Text 3 of Enuma Anu Enlil, Tablets 50-51, "Tentative date December 2, - 1878. - Info». Archive for Hstory of Exact Science (engelsk) (2 utg.), 45, s. 95–103. doi:10.1007/BF00374249. Besøkt 15. juli 2012. 
  55. ^ Xi, Z.Z. (1981). «The Discovery of Jupiter's Satellite Made by Gan-De 2000 Years Before Galileo». Acta Astrophysica Sinica (engelsk) (2 utg.), 1, s. 87. Bibcode:1981AcApS...1...87X. 
  56. ^ Westfall, Richard S. «Galilei, Galileo» (engelsk). The Galileo Project. Besøkt 7. januar 2012. 
  57. ^ a b O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. (april 2003). «Giovanni Domenico Cassini» (engelsk). University of St. Andrews. Besøkt 7. januar 2012. 
  58. ^ «SP-349/396 Pioneer Odyssey—Jupiter, Giant of the Solar System» (engelsk). NASA. august 1974. Besøkt 7. januar 2012. 
  59. ^ «Roemer's Hypothesis» (engelsk). MathPages. Besøkt 8. januar 2012. 
  60. ^ Tenn, Joe (10. mars 2006). «Edward Emerson Barnard» (engelsk). Sonoma State University. Besøkt 8. januar 2012. 
  61. ^ «Amalthea Fact Sheet» (engelsk). NASA JPL. 1. oktober 2001. Besøkt 8. januar 2012. 
  62. ^ Dunham Jr., Theodore (1933). «Note on the Spectra of Jupiter and Saturn». Publications of the Astronomical Society of the Pacific (engelsk), 45, s. 42–44. Bibcode:1933PASP...45...42D. doi:10.1086/124297. 
  63. ^ Youssef, A.; Marcus, P. S. (2003). «The dynamics of jovian white ovals from formation to merger». Icarus (engelsk) (1 utg.), 162, s. 74–93. Bibcode:2003Icar..162...74Y. doi:10.1016/S0019-1035(02)00060-X. 
  64. ^ Weintraub, Rachel A. (26. september 2005). «How One Night in a Field Changed Astronomy» (engelsk). NASA. Besøkt 8. januar 2012. 
  65. ^ Garcia, Leonard N. «The Jovian Decametric Radio Emission» (engelsk). NASA. Besøkt 8. januar 2012. 
  66. ^ Klein, M. J.; Gulkis, S.; Bolton, S. J. (1996). «Jupiter's Synchrotron Radiation: Observed Variations Before, During and After the Impacts of Comet SL9» (engelsk). NASA. Besøkt 8. januar 2012. 
  67. ^ «Pioneer 10 Mission Profile» (engelsk). NASA. Besøkt 8. januar 2012. 
  68. ^ «Glenn Research Center» (engelsk). NASA. Besøkt 8. januar 2012. 
  69. ^ Hirata, Chris. «Delta-V in the Solar System» (engelsk). California Institute of Technology. Arkivert fra originalen 15. juli 2006. Besøkt 9. januar 2012. 
  70. ^ Wong, Al (28. mai 1998). «Galileo FAQ: Navigation» (engelsk). NASA. Besøkt 9. januar 2012. 
  71. ^ a b c Chan, K.; Paredes, E. S.; Ryne, M. S. (2004). «Ulysses Attitude and Orbit Operations: 13+ Years of International Cooperation» (PDF) (engelsk). American Institute of Aeronautics and Astronautics. Arkivert fra originalen 14. desember 2005. Besøkt 9. januar 2012. 
  72. ^ Lasher, Lawrence (1. august 2006). «Pioneer Project Home Page» (engelsk). NASA Space Projects Division. Besøkt 9. januar 2012. 
  73. ^ «Jupiter» (engelsk). NASA Jet Propulsion Laboratory. 14. januar 2003. Besøkt 9. januar 2012. 
  74. ^ Hansen, C. J.; Bolton, S. J.; Matson, D. L.; Spilker, L. J.; Lebreton, J.-P. (2004). «The Cassini–Huygens flyby of Jupiter». Icarus (engelsk) (1 utg.), 172, s. 1–8. Bibcode:2004Icar..172....1H. doi:10.1016/j.icarus.2004.06.018. 
  75. ^ «Mission Update: At Closest Approach, a Fresh View of Jupiter» (engelsk). Arkivert fra originalen 29. april 2007. Besøkt 9. januar 2012. 
  76. ^ «Pluto-Bound New Horizons Provides New Look at Jupiter System» (engelsk). NASA. Besøkt 9. januar 2012. 
  77. ^ «New Horizons targets Jupiter kick» (engelsk). BBC News Online. 19. januar 2007. Besøkt 9. januar 2012. 
  78. ^ Alexander, Amir (27. september 2006). «New Horizons Snaps First Picture of Jupiter» (engelsk). The Planetary Society. Arkivert fra originalen 21. februar 2007. Besøkt 9. januar 2012. 
  79. ^ a b McConnell, Shannon (14. april 2003). «Galileo: Journey to Jupiter» (engelsk). NASA Jet Propulsion Laboratory. Besøkt 9. januar 2012. 
  80. ^ Magalhães, Julio (10. desember 1996). «Galileo Probe Mission Events» (engelsk). NASA Space Projects Division. Besøkt 9. januar 2012. 
  81. ^ Goodeill, Anthony (31. mars 2008). «New Frontiers – Missions – Juno» (engelsk). NASA. Besøkt 9. januar 2012. 
  82. ^ Talevi, Monica; Brown, Dwayne (18. februar 2009). «NASA and ESA Prioritize Outer Planet Missions» (engelsk). Besøkt 9. januar 2012. 
  83. ^ Rincon, Paul (18. februar 2009). «Jupiter in space agencies' sights» (engelsk). BBC News. Besøkt 9. januar 2012. 
  84. ^ Volonte, Sergio (10. juli 2007). «Cosmic Vision 2015-2025 Proposals» (engelsk). ESA. Besøkt 9. januar 2012. 
  85. ^ «Laplace: A mission to Europa & Jupiter system» (engelsk). ESA. Besøkt 9. januar 2012. 
  86. ^ Berger, Brian (7. februar 2005). «White House scales back space plans» (engelsk). MSNBC. Besøkt 9. januar 2012. 
  87. ^ Atzei, Alessandro (27. april 2007). «Jovian Minisat Explorer» (engelsk). ESA. Besøkt 9. januar 2012. 
  88. ^ Musotto, S.; Varadi, F.; Moore, W. B.; Schubert, G. (2002). «Numerical simulations of the orbits of the Galilean satellites». Icarus (engelsk) (2 utg.), 159, s. 500–504. Bibcode:2002Icar..159..500M. doi:10.1006/icar.2002.6939. 
  89. ^ Nesvorný, D.; Alvarellos, J. L. A.; Dones, L.; Levison, H. F. (2003). «Orbital and Collisional Evolution of the Irregular Satellites». The Astronomical Journal (engelsk) (1 utg.), 126, s. 398–429. Bibcode:2003AJ....126..398N. doi:10.1086/375461. 
  90. ^ Showman, A. P.; Malhotra, R. (1999). «The Galilean Satellites». Science (engelsk) (5437 utg.), 286, s. 77–84. doi:10.1126/science.286.5437.77. PMID 10506564. 
  91. ^ Kerr, Richard A. (2004). «Did Jupiter and Saturn Team Up to Pummel the Inner Solar System?». Science (engelsk) (5702 utg.), 306, s. 1676. doi:10.1126/science.306.5702.1676a. PMID 15576586. Besøkt 28. august 2007. 
  92. ^ «List Of Jupiter Trojans» (engelsk). IAU Minor Planet Center. Besøkt 15. februar 2013. 
  93. ^ «Trojan Minor Planets». Besøkt 1. juli 2015. 
  94. ^ Quinn, T.; Tremaine, S.; Duncan, M. (1990). «Planetary perturbations and the origins of short-period comets». Astrophysical Journal, Part 1 (engelsk), 355, s. 667–679. Bibcode:1990ApJ...355..667Q. doi:10.1086/168800. 
  95. ^ «List of Jupiter-Family and Halley-Family Comets». 31. mai 2015. Besøkt 2. juni 2015. 
  96. ^ Lovett, Richard A. (15. desember 2006). «Stardust's Comet Clues Reveal Early Solar System» (engelsk). National Geographic News. Besøkt 23. mars 2014. 
  97. ^ Nakamura, T.; Kurahashi, H. (1998). «Collisional Probability of Periodic Comets with the Terrestrial Planets: An Invalid Case of Analytic Formulation». Astronomical Journal (engelsk) (2 utg.), 115, s. 848–854. Bibcode:1998AJ....115..848N. doi:10.1086/300206. Besøkt 28. august 2007. 
  98. ^ Horner, J.; Jones, B. W. (2008). «Jupiter – friend or foe? I: the asteroids». International Journal of Astrobiology (engelsk) (3–4 utg.), 7, s. 251–261. arXiv:0806.2795. Bibcode:2008IJAsB...7..251H. doi:10.1017/S1473550408004187. 
  99. ^ Overbyte, Dennis (25. juli 2009). «Jupiter: Our Comic Protector?». Thew New York Times (engelsk). Besøkt 9. januar 2012. 
  100. ^ Tabe, Isshi; Watanabe, Jun-ichi; Jimbo, Michiwo (februar 1997). «Discovery of a Possible Impact SPOT on Jupiter Recorded in 1690». Publications of the Astronomical Society of Japan (engelsk), 49, s. L1–L5. Bibcode:1997PASJ...49L...1T. 
  101. ^ Overbye, Dennis Overbye (24. juli 2009). «Hubble Takes Snapshot of Jupiter’s ‘Black Eye’» (engelsk). New York Times. Besøkt 8. januar 2012. 
  102. ^ Baalke, Ron. «Comet Shoemaker-Levy Collision with Jupiter» (engelsk). NASA. Besøkt 8. januar 2012. 
  103. ^ Britt, Robert R. (23. august 2004). «Remnants of 1994 Comet Impact Leave Puzzle at Jupiter» (engelsk). space.com. Besøkt 8. januar 2012. 
  104. ^ Staff (21. juli 2009). «Amateur astronomer discovers Jupiter collision». ABC News online (engelsk). Besøkt 8. januar 2012. 
  105. ^ Salway, Mike (19. juli 2009). «Breaking News: Possible Impact on Jupiter, Captured by Anthony Wesley» (engelsk). IceInSpace. IceInSpace News. Besøkt 9. januar 2012. 
  106. ^ Grossman, Lisa (20. juli 2009). «Jupiter sports new 'bruise' from impact». New Scientist (engelsk). Besøkt 9. januar 2012. 
  107. ^ Bakich, Michael (4. juni 2010). «Another impact on Jupiter». Astronomy Magazine online (engelsk). Besøkt 9. januar 2012. 
  108. ^ «Optical flash on Jupiter». Arkivert fra originalen 25. august 2010. Besøkt 23. august 2010. 
  109. ^ Beatty, Kelly (22. august 2010). «Another Flash on Jupiter!». Sky & Telescope. Sky Publishing. Arkivert fra originalen 27. august 2010. Besøkt 23. august 2010. «Masayuki Tachikawa was observing ... 18:22 Universal Time on the 20th ... Kazuo Aoki posted an image ... Ishimaru of Toyama prefecture observed the event» 
  110. ^ a b Franck Marchis (10. september 2012). «Another fireball on Jupiter?». Cosmic Diary blog. Besøkt 11. september 2012. 
  111. ^ Franck Marchis (11. september 2012). «Flash on Jupiter – most likely a meteor». Cosmic Diary blog. Besøkt 29. november 2012. 
  112. ^ Catherine Brahic. «Volcanic lightning may have sparked life on Earth». NewScientist. Besøkt 10. desember 2008. 
  113. ^ Heppenheimer, T. A. (2007). «Colonies in Space, Chapter 1: Other Life in Space» (engelsk). National Space Society. Besøkt 9. januar 2012. 
  114. ^ «Life on Jupiter» (engelsk). Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy & Spaceflight. Besøkt 20. juli 2012. 
  115. ^ Sagan, C.; Salpeter, E. E. (1976). «Particles, environments, and possible ecologies in the Jovian atmosphere». The Astrophysical Journal Supplement Series (engelsk), 32, s. 633–637. Bibcode:1976ApJS...32..737S. doi:10.1086/190414. 
  116. ^ Staff (16. juni 2005). «Stargazers prepare for daylight view of Jupiter» (engelsk). ABC News Online. Besøkt 9. januar 2012. 
  117. ^ Rogers, J.H. (1998). «Origins of the ancient constellations: I. The Mesopotamian traditions». Journal of the British Astronomical Association, (engelsk), 108, s. 9–28. Bibcode:1998JBAA..108....9R. 
  118. ^ Harper, Douglas (november 2001). «Jupiter» (engelsk). Online Etymology Dictionary. Besøkt 9. januar 2012. 
  119. ^ «IAUC 2844: Jupiter; 1975h» (engelsk). International Astronomical Union. 1. oktober 1975. Besøkt 24. oktober 2010.  Dette ordet har vært i bruk siden minst 1966. Se: «Query Results from the Astronomy Database» (engelsk). Smithsonian/NASA. Besøkt 9. januar 2012. 
  120. ^ «Jovial» (engelsk). Dictionary.com. Besøkt 9. januar 2012. 
  121. ^ «Guru» (engelsk). Indian Divinity.com. Besøkt 9. januar 2012. 
  122. ^ Falk, Michael (1999). «Astronomical Names for the Days of the Week». Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, 93, s. 122–33. Bibcode:1999JRASC..93..122F. doi:10.1016/j.newast.2003.07.002. 

Litteratur[rediger | rediger kilde]

Litteratur til artikkelen
  • Burgess, Eric (1982). By Jupiter: Odysseys to a Giant (engelsk). New York: Columbia University Press. ISBN 0-231-05176-X. 
  • Aryabhata, oversatt og med noter av Walter Eugene Clark (1930). The Aryabhatiya of Aryabhata (engelsk). University of Chicago Press. 
  • Covington, Michael A. (2002). Celestial Objects for Modern Telescopes (engelsk). Cambridge University Press. ISBN 0-521-52419-9. 
  • Crump, Thomas (1992). «The Japanese numbers game: the use and understanding of numbers in modern Japan». Nissan Institute/Routledge Japanese studies series (engelsk) (Routledge). ISBN 0415056098. 
  • Davis, Andrew M.; Turekian, Karl K. (2005). Meteorites, comets, and planets. Treatise on geochemistry, (engelsk), 1. Elsevier. ISBN 0-08-044720-1. 
  • De Groot, Jan Jakob Maria (1912). «Religion in China: universism. a key to the study of Taoism and Confucianism». American lectures on the history of religions (engelsk), 10 (G. P. Putnam's Sons). 
  • Dong, Paul (2002). China's Major Mysteries: Paranormal Phenomena and the Unexplained in the People's Republic (engelsk). China Books. ISBN 0-8351-2676-5. 
  • Elkins-Tanton, Linda T. (2006). Jupiter and Saturn (engelsk). New York: Chelsea House. ISBN 0-8160-5196-8. 
  • Fortescue, Peter W.; Stark, John; Swinerd, Graham (2003). Spacecraft systems engineering (engelsk) (3 utg.). John Wiley and Sons. ISBN 0-470-85102-3. 
  • Guillot, T.; Stevenson, D. J.; Hubbard, W. B.; Saumon, D. (2004). Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B, red. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere (engelsk). Cambridge University Press. ISBN 0-521-81808-7. 
  • Herbst, T. M.; Rix, H.-W. (1999). «Star Formation and Extrasolar Planet Studies with Near-Infrared Interferometry on the LBT». I Guenther, Eike; Stecklum, Bringfried; Klose, Sylvio. Optical and Infrared Spectroscopy of Circumstellar Matter, ASP Conference Series, Vol. 188. (engelsk). San Francisco, California: Astronomical Society of the Pacific. Bibcode:1999ASPC..188..341H. ISBN 1-58381-014-5. 
  • Hulbert, Homer Bezaleel (1909). The passing of Korea (engelsk). Doubleday, Page & company. 
  • Jewitt, D. C.; Sheppard, S.; Porco, C. (2004). Bagenal, F.; Dowling, T.; McKinnon, W, red. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere (PDF). Cambridge University Press. ISBN 0-521-81808-7. 
  • McFadden, Lucy-Ann; Weissman, Paul; Johnson, Torrence (2006). Encyclopedia of the Solar System (engelsk) (2 utg.). Academic Press. ISBN 0-12-088589-1. 
  • Murdin, Paul (2000). Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics (engelsk). Bristol: Institute of Physics Publishing. ISBN 0-12-226690-0. 
  • Pedersen, Olaf (1974). A Survey of the Almagest (engelsk). Odense University Press. 
  • Ridpath, Ian (1998). Norton's Star Atlas (engelsk) (19 utg.). Prentice Hall. ISBN 0-582-35655-5. 
  • Shu, Frank H. (1982). The physical universe: an introduction to astronomy. Series of books in astronomy (engelsk) (12 utg.). University Science Books. ISBN 0-935702-05-9. 
  • Taylor, Stuart Ross (2001). Solar system evolution: a new perspective : an inquiry into the chemical composition, origin, and evolution of the solar system (engelsk) (2 utg.). Cambridge University Press. ISBN 0-521-64130-6. 
  • Yelle, R.V.; Miller, S. (2004). «Jupiter's Thermosphere and Ionosphere». I Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere (engelsk) (Cambridge: Cambridge University Press). 
Videre lesning
  • Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B., red. (2004). Jupiter: The planet, satellites, and magnetosphere (engelsk). Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-81808-7. 
  • Beebe, Reta (1997). Jupiter: The Giant Planet (engelsk) (2 utg.). Washington, D.C.: Smithsonian Institution Press. ISBN 1-56098-731-6. 

Eksterne lenker[rediger | rediger kilde]

Search Wikimedia Commons Wikimedia Commons har multimedieinnhold relatert til: Jupiter
Portalikon Portal:Astronomi
Hentet fra «https://no.wikipedia.org/w/index.php?title=Jupiter&oldid=14370287»