Jupiter

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
(Omdirigert fra Jupiter (planet))
Gå til: navigasjon, søk
«Jupiter» har flere betydninger.
Jupiter  Astronomisk symbol for Jupiter
Jupiter by Cassini-Huygens.jpg
Et sammensatt Cassini-bilde av Jupiter. Den mørke flekken er skyggen av Europa
Baneparametre[1][N 1]
Epoke J2000
Aphel 816 520 800 km
5,458104 AE
Perihel 740 573 600 km
4,950429 AE
Store halvakse 778 547 200 km
5,204267 AE
Eksentrisitet 0,048775
Omløpstid 4 332,59 døgn
11,86 julianske år[2]
10 475,8 soldøgn på Jupiter
Synodisk periode 398,88 døgn
1,0921 juliansk år[3]
Midlere anomali 18,818°
Gjennomsnittsfart 13,07 km/s[3]
Inklinasjon 1,305°[N 2][4]
Lengda til oppstigende knute 100,492°
Perihelargument 275.066°
Naturlige satellitter 64
Fysiske egenskaper
Gjennomsnittlig radius 69 911 ± 6 km[5][N 3]
Radius ved ekvator 71 492 ± 4 km[5][N 3]
Polradius 66854 ± 10 km[5][N 3]
Flattrykthet 0,06487 ± 0,00015
Overflatens areal 6,1419E+10 km²[N 3][6]
Volum 1,4313E+15 km³[3][N 3]
Masse 1,8986E+27 kg[3][7]
Middeltetthet 1,326 g/cm³[3][N 3]
Gravitasjon ved ekvator 24,79 m/s²
2,535 g
Unnslipningshastighet 59,5 km/s[3][N 3]
Siderisk omløpstid 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 (geometrisk)[3]
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
Atmosfærisk trykk 20–200 pascal[9]
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 er den femte planeten fra solen og den største planeten i vårt solsystem.[N 4] Planeten er en gasskjempe med masse på én promille av solens, men med to og en halv ganger massen til alle andre planeter i solsystemet til sammen. Jupiter klassifiseres som en gasskjempe sammen med Saturn, Uranus og Neptun. Sammen blir disse fire planetene noen ganger referert til som de ytre planetene i solsystemet.

Planeten var kjent blant astronomer i oldtiden og var forbundet med mytologi og religiøse oppfatninger i en rekke kulturer. Romerne oppkalte planeten etter den romerske guden Jupiter.[L 1] Sett fra jorden kan Jupiter nå en tilsynelatende størrelsesklasse på -2,94, noe som gjør den i gjennomsnitt til det tredje mest lyssterke objektet på nattehimmelen etter månen og Venus (Mars kan såvidt matche Jupiters lysstyrke ved enkelte punkt i sin bane).

Jupiter er hovedsakelig sammensatt av hydrogen og helium utgjør en fjerdedel av massen – den kan også ha en steinete kjerne av tyngre grunnstoffer. På grunn av den raske rotasjonen har Jupiter form som en flattrykt sfæroide (den har en liten, men merkbar bul rundt ekvator). Den ytre atmosfæren er synlig segregert i flere striper på forskjellige høyder, noe som fører til turbulens og stormer langs de vekselvirkende grensene. Et fremtredende resultat er den store røde flekken, en gigantstorm som er kjent å ha eksistert minst siden det 17. århundre da den først ble sett gjennom et teleskop. Rundt planeten ligger et svakt planetarisk ringsystem og en kraftig magnetosfære. Rundt planeten befinner det seg også minst 66 måner, inkludert de fire store kalt galileiske måner som først ble oppdaget av Galileo Galilei i 1610. Ganymedes, den største av disse månene, har en diameter som er større enn planeten Merkur.

Jupiter har ved flere tilfeller blitt utforsket av robot-romfartøyer, spesielt i løpet av de tidlige Pioneers og Voyagers forbiflyvninger og senere av Galileos banesonde. Den siste sonden som besøkte Jupiter var den Pluto-bundne New Horizons sent i februar 2007. Sonden brukte gravitasjonen fra Jupiter til å øke farten. Fremtidige oppdrag for utforskning av det jovianske systemet inkluderer mulige islagte flytende hav på månen Europa.

Innhold

[rediger] Struktur

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 til jupiter, 1,326 g/cm³, er den nest høyeste blant gasskjempene, men lavere enn noen av de fire terrestriske planetene.

[rediger] Sammensetning

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 er omtrent 71 % hydrogen, 24 % helium og 5 % andre grunnstoffer etter masse. 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 i atmosfæren inneholder krystaller av frossen ammoniakk,[10][11] og gjennom infrarød og ultrafiolette målinger har spormengder av benzen og andre hydrokarboner også blitt oppdaget.[12]

De atmosfæriske proporsjonene av hydrogen og helium ligger svært nær den teoretiske sammensetningen av opprinnelige soltåken. Andelen neon i den øvre atmosfæren er bare 20 ppm, noe som er ca. én tiendedel av mengden i solen.[13] Heliumet er også utarmet, dog bare til ca. 80 % av solens heliumsammensetning. Denne utarmingen kan være et resultat av nedbør av disse grunnstoffene inn i planetens indre.[14] Forekomsten av tyngre, inerte gasser i Jupiters atmosfære er omtrent to til tre ganger forekomsten på solen.

Basert på spektroskopi antas det at Saturn har tilsvarende sammensetning som Jupiter, men de andre gasskjempene Uranus og Neptun har relativt mye mindre hydrogen og helium.[15] På grunn av mangelen på atmosfæriske nedstigningssonder mangler det en mengde tall for de tyngre grunnstoffene i ytre plantene utenfor Jupiter.

[rediger] Masse

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 – dette er så massivt at massesentrumet med solen ligger over solens overflate ved 1,068 solradiuser fra solens sentrum. Selv om denne planten overgår jorden med en diameter elleve ganger så stor, er den betydelig mindre kompakt. Jupiters volum tilsvarer ca. 1 321 jordkloder, men planeten er bare 318 ganger så massiv.[3][L 2] Jupiters radius er ca. én tiendedel av solens solens radius[L 3] og massen er 0,001 ganer massen til solen, slik at tettheten til disse to legemene er tilsvarende.[L 4] En «jupitermasse» (MJ eller MJup) blir ofte brukt som en 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.[16]

Teoretiske modeller indikerer at dersom Jupiter hadde hatt mye mer masse enn den har på nåværende tidspunkt ville planeten krympe.[17] For mindre endringer i massen vil ikke endringene i radiusen være merkbar, men for endringer over 500 M⊕ (1,6 MJ)[17] vil det indre bli så mye mer komprimert på grunn av den økende gravitasjonskraften at planetens volum vil synke til tross for økningen av materie. Som et resultat antas det at Jupiter har en så stor diameter som en planet av den sammensetningen og utviklingshistorie kan oppnå. Prosessen med ytterligere krymping med økende masse ville ha fortsatt inntil betydelig stjernetenning var nådd i brune dverger med høye masser på rundt 50 MJ.[18]

Selv om Jupiter ville måtte være ca. 75 ganger så massiv for å fusjonere hydrogen og bli en stjerne er de minste røde dvergene bare ca. 30 % større i radius enn Jupiter.[19][20] Til tross for dette utstråler Jupiter mer varme enn hva den mottar fra solen; mengden av varme som produseres på innsiden av planeten tilsvarer den totale solstrålingen den mottar.[L 5] Denne ekstra varmeutstrålingen genereres av Kelvin-Helmholtz-mekanismen gjennom adiabatisk konsentrasjon, og denne prosessen medfører at planeten krymper med ca. 2 cm hvert år.[L 6] Da Jupiter ble dannet var den mye varmere og hadde omtrent det dobbelte av sin nåværende diameter.[21]

[rediger] Indre struktur

Denne skissen illustrerer en modell av Jupiters indre, med en steinete kjerne og et dypt lag med metallisk hydrogen over.

Jupiter antas å bestå av 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] Utover denne grunnleggende sammensetningen er det imidlertid betydelig usikkerhet. Kjernen blir ofte beskrevet som steinete, men den detaljerte sammensetningen er ukjent, og det er også egenskapene til materialene ved de temperaturene og trykket i de dybdene (se under). I 1997 ble eksistensen av en kjerne antydet ved gravitasjonelle målinger[L 6] som indikerte en masse fra 12 til 14 ganger jordens masse, eller grovt 3–15 % av Jupiters totale masse.[L 5][22] Tilstedeværelsen av en kjerne i minst en del av Jupiters historie er antydet av modeller for planetens dannelse av en steinete eller isete kjerne som er tilstrekkelig massiv til å samle hoveddelen av hydrogenet og heliumet fra en protosolar tåke. Gitt at det fantes, kan den ha krympet etter som konveksjonsstrømmer av varmt, flytende metallisk hydrogen blandet seg med den smeltede kjernen og fraktet innholdet til høyere nivåer i planetens indre. En kjerne kan nå være helt fraværende ettersom gravitasjonsmålinger enda ikke er tilstrekkelig presise til å utelukke denne muligheten helt.[L 6][L 7]

Kjerneregionen er omgitt av tett metallisk hydrogen som strekker seg utover til ca. 78 % av planetens radius.[L 5] Regnlignende dråper av helium og neon faller nedover gjennom dette laget og utarmer forekomsten av disse grunnstoffene i den øvre atmsofæren.[14][23]

Over laget med metallisk hydrogen ligger en transparent innvendig atmosfære av hydrogen. Ved denne dybden er temperaturen over den kritiske temperaturen, som for hydrogen bare er 33 K (se hydrogen).[24] I denne tilstanden er det ingen distinkte væske- og gassfaser – hydrogen sies å være i en superkritisk flytende tilstand. Det er praktisk å behandle hydrogen som gass i det øvre laget som strekker seg nedover fra skylaget til en dybde på ca. 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 inne i Jupiter øker jevnt mot kjernen. 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 er anslått til omtrent 3–4 000 GPa.[L 5]

[rediger] Atmosfære

Utdypende artikkel: Jupiters atmosfære

Jupiter har den største planetære atmosfæren i solsystemet og den strekker seg over 5 000 km i høyde.[27][28] Siden Jupiter ikke har noen atmosfære er utgangspunktet for atmosfæren vanligvis ansett å være det punktet hvor det atmsofæriske trykket er 10 bar, eller ti ganger overflatetrykket på jorden.[27]

[rediger] Skylag

PIA02863 - Jupiter surface motion animation thumbnail 300px 10fps.ogv
Denne animasjonen viser 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 er alltid dekket av skyer bestående av ammoniumkrystaller og muligens ammoniumhydrosulfid. Skyene 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 er blitt observert å variere i bredde, farge og intensitet fra år til år, men de har vært tilstrekkelig stabile til at astronomer har gitt dem identifiserende betegnelser.[L 2]

Skylaget er bare ca. 50 km dypt og består av minst to skydekker: en tykt nedre dekke og en tynn klarere region. Det kan også være et tynt lag av vannholdige skyer under ammoniakklaget, noe som gjenspeiles av lyn oppdaget i Jupiters atmosfære. Dette er forårsaket av vannets polaritet, noe som gjør det i stand til å skape 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 i skyene på Jupiter er forårsaket av oppstrømmende stoffer som skifter farge når de blir utsatt for ultrafiolett lys fra solen. Den eksakte sammensetningen er fortsatt usikker, men stoffene antas å være fosfor, svovel eller muligens hydrokarboner.[L 5][32] Disse fargerike stoffene, kjent som kromoforer, 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 en ved planetens ekvatorregion. Konveksjon i planetens indre transporterer mer energi til polene og balanserer ut temperaturene i skylagene.[L 2]

[rediger] Den store røde flekken og andre virvler

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. For å gi et inntrykk av Jupiters skala; den hvite ovale stormen rett under den store røde flekken har omtrent samme diameter som jorden.

Et av de mest kjente trekkene med Jupiter er den store røde flekken, en vedvarende antisyklonsk storm som er større enn jorden og som ligger 22° sør for ekvator. Den er kjent for å ha eksistert siden minst 1831,[34] og muligens siden 1665.[35][36] matematiske modeller antydet at stormen er stabil og at den kan være et permanent trekk for planeten.[37] Stormen er tilstrekkelig stor til at den er synlig gjennom jordbaserte teleskoper med en irisblender på 12 cm eller større.[L 8]

Det ovale objektet roterer mot klokken, med en periode på ca. seks dager.[38] Dimensjonene til den store røde flekken 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 denne storemen er ca. 8 km over de omkringliggende skytoppene.[40]

Denne type stormer er vanlige innenfor de turbulente atmosfærene til gasskjemper. Jupiter har også hvite og brune ovaler, som er mindre ubenevnte stormer. Hvite ovaler synes å bestå av relatvit kjølige skyer innenfor den øvre atmosfæren mens brune ovaler er varmere og ligger innenfor de «normale skylagene». Slike stormer kan vare i så lite som et par timer eller strekke seg over flere århundrer.

Jupiter from Voyager 1 PIA02855 thumbnail 300px max quality.ogv
Intervallsekvens fra Voyager 1s ankomst til Jupiter som viser bevegelsen til de atmosfæriske stripene og sirkulasjonen til den store røde flekken. Video i full størrelse her.

Selv før Voyager beviste at formasjonen var en storm fantes det sterke beviser for at flekken ikke kunne forbindes med noen dypere formasjoner på planetens overflate siden flekken roterte forskjellig sammenlignet med resten av atmosfæren, noen ganger raskere og noen 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 marøker under.

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

[rediger] Planetariske ringer

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] Disse ringene er består tilsynelatende av støv heller enn is som er tilfellet med Saturns ringer.[L 5] Hovedringen er sannsynligvis dannet av materialer fra månene Adraste og Metis, og materialer som nomralt ville falt tilbake til månene dras inn mot Jupiter på grunn av den sterke gravitasjonen planeten har. Banen til materialet svinger inn mot Jupiter og nytt materiale blir tilført 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 bevis for en steinete ringstreng langs Amaltheas bane som kan bestå av kollisjonsrester fra den månen.[46]

[rediger] Magnetosfære

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.

Jupiters brede magnetfelt er fjorten ganger så sterkt som 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] Dette feltet antas å være generert av virvelstrømbevegelser av konduktive materialer – innenfor 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 gererer 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 planetens magnetosfære er en magnetopause som ligger ved den indre kanten av en magnetosheath – en region mellom den og buesjokket. Solvinden vekselvirker med disse regionene og 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, noe som beskytter dem mot solvinden.[L 5]

Jupiters magnetosfære er ansvarlig for intense episoder med radioutslipp fra planetens polomårder. Vulkansk aktivitet på den jovianske månen Io (se nedenfor) injiserer gass inn i Jupiters magnetosfære 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 blir ført ut lang sen kjegleformet flate. Når jorden krysser denne flaten kan radioutslippene fra Jupiter overstige de fra solen.[48]

[rediger] Omløp og rotasjon

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 9] Gjennomsnittsavstanden mellom Jupiter 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, noe som fører til en 5:2-resonans mellom de to største planetene i solsystemet.[49] Den elliptiske banen til Jupiter er inklinert 1,31° sammenlignet med jorden. På grunn av en eksentrisitet på 0,048 varierer avstanden fra Jupiter til solen med en avstand på 75 millioner km mellom perihelium og aphelium, eller henholdsvis det nærmeste og fjerneste punktet til planeten langs sin bane rundt solen.

Aksehelningen til Jupiter er relativt liten, kun 3,13°. Som et resultat av dette har ikke planeten noen betydelige årstidsforandringer sammenlignet med jorden og Mars for eksempel.[50]

Jupiters har den raskeste rotasjonen av alle planetene i solsystemet og fullfører en rotasjon 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 man føler på overflaten ved ekvator bare ca. 21,12 m/s². Planeten er formet som en flattrykt sfæroide, noe som betyr at diameteren ved ekvator er større enn diameteren målt mellom de to polene. På Jupiter er ekvatordiameteren 9 275 km større enn diameteren mellom polene.[26]

Siden Jupiter ikke er et fast legeme gjennomgår den øvre atmosfæren en differensiell rotasjon. Atmosfærens rotasjon ved Jupiters poler er ca. 5 minutter lengre enn atmosfærens rotasjon 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 10]

[rediger] Observasjon

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 enkelte tider kan Mars fremstå mer lyssterk enn Jupiter. 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, en hendelse som inntreffer 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 mens den går i bane rundt solen, en varighet som kalles den synodisk periode. Når den gjør dette ser det tilsynelatende ut til at Jupiter gjennomgår en retrograd bevegelse med hensyn til stjernene i bakgrunnen. Det vil si at for en periode ser det ut til at Jupiter beveger seg bakover på nattehimmelen og danner en loop-bevegelse.

Jupiters omløpstid 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 Jupiters bane er utenfor jordens bane overstiger fasevinkelen til Jupiter sett fra jorden aldri 11,5°. Derfor fremstår planeten alltid nesten fullt opplyst sett gjennom jordbaserte teleskoper. Det var bare under romfartsoppdrag til Jupiter at man fikk se planeten som en halvmåne.[52]

[rediger] Forskning og utforskning

[rediger] Før-teleskopisk utforskning

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

Observasjonene av Jupiter daterer seg tilbake til babylonske astronomer fra det 7. eller 8. århundret f.Kr.[53] 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.[54][L 11] 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 relativ til jorden, og han anga omløpstiden rundt jorden til 4 332,39 dager, eller 11,86 år.[L 12] I 499 brukte Aryabhata, en matematiker og astronom fra den klassiske tiden for indiske matematikken og astronomien, også en modell for å estimere Jupiters periode som 4 332,2722 dager, eller 11,86 år.[L 13]

[rediger] Bakkebasert teleskopundersøkelse

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. Galileos oppdagelse var også den første oppdagelsen av himmelbevegelse som ikke var tilsynelatende 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.[55]

På 1660-tallet brukte Cassini et nytt teleskop for å oppdage flekker og fargefulle striper på Jupiter og observerte da at planeten fremstod svak, at den var utflatet ved polene. Han var også i stand til å anslå rotasjonsperioden for planeten.[56] I 1690 oppdaget Cassini også at atmosfæren også gjennomgår en differensiell rotasjon.[L 5]

Detaljbilde i falske farger av Jupiters atmosfære som viser 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 så tidlig som 1664 av Robert Hooke og i 1665 av Giovanni Cassini, men dette er omstridt. Farmasøyten Heinrich Schwabe produserte de tidligste kjente tegningene som viste detaljer av den store røde flekken i 1831.[L 14]

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.[57]

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, ville disse hendelsene forekomme ca. 17 minutter senere enn forventet. Ole Rømer utledet at sikten ikke var nøyaktig, en konklusjon Cassini tidligere hadde avvist[56]. Dette tidsavviket viste seg å bare gjelde observasjoner fra andre objekter (som jorden), og skyldes forskjell i tiden lyset bruker på å nå oss. Forskjellen ble dermed brukt til å beregne lyshastigheten.[58]

I 1892 observerte Edward Barnard en femte satelitt 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,[59] og var den siste planetariske månen til å bli oppdaget direkte ved visuelle observasjoner.[60] 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.[61]

I 1938 ble tre langtlevde antisyklonske formasjoner observert, kalt hvite ovaler. I flere tiår forble disse adskilte formasjonene i atmsofæren. 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.[62]

[rediger] Undersøkelser med radioteleskop

I 1955 oppdaget Bernard Burke og Kenneth Franklin utbrudd av radiosignaler som kom fra Jupiter på 22,2 MHz.[L 5] Perioden til disse utbruddene stemte med rotasjonen til planeten og de var også i stand til å bruke denne informasjonen til å finjustere rotasjonshastigheten. Radioutbruddene fra Jupiter ble funnet å komme i to former: lange utbrudd (eller L-utbrudd) som varer opp til flere sekunder, og korte utbrudd (eller S-utbrudd) som hadde varigheter på mindre enn én hundredel av et sekund.[63]

Forskere oppdaget at det var tre typer av radiosignaler som ble sendt fra Jupiter.

  • Dekametrisk radioutrbudd (med en bølgelengde på titalls meter) varierer med rotasjonen til Jupiter og påvirkes av vekselvirkningen mellom Io og Jupiters magnetfelt.[64]
  • Dekimetrisk radioutslipp (med bølgelengder målt i centimeter) ble først observert av Frank Drake og Hein Hvatum i 1959.[L 5] Opprinnelsen til dette signalet var fra et torus-formet belte rundt Jupiters ekvator. Signalet er forårsaket av syklotron stråling som blir akselerert i Jupiters magnetfelt.[65]
  • Termisk stråling blir produsert av varme i Jupiters atmosfære.[L 5]

[rediger] Utforskning med romsonder

Utdypende artikkel: Utforskning av Jupiter

Siden 1973 har en rekke automatiserte romsonder besøkt Jupiter, mest kjent er Pioneer 10-sonden som var den første romsonden til å gå tilstrekkelig nærme Jupiter til å sende tilbake avsløringer om egenskaper og fenomener ved solsystemets største planet.[66][67] Flyvninger til andre planeter innenfor solsystemet krever energi som er beskrevet som netto endring i hastigheten til en romsonde, eller delta v (Δv).[N 5] Å komme inn i en Hohmann-bane fra jorden til Jupiter krever en Δv på 6,3 km/s,[L 15] noe som er sammenlignbart med den Δv på 9,7 km/s som kreves for å nå en lav jordbane.[68] Gravitasjonshjelp gjennom en planetarisk forbiflyvning kan imidlertid redusere energibehovet for å nå Jupiter, men det fører samtidig til en betydelig lengre varighet på flyvningen.[69]

[rediger] Forbiflyvninger

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[70] 408 894
4. februar 2004[70] 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 som har brakt med innefor observasjonsvidde for Jupiter. Pioneer-oppdraget tok de første nærbildene av Jupiters atmosfære og flere av månene. De oppdaget at strålingsfeltene nær planeten var mye sterkere enn antatt, men begge romsondene overflevde oppholdet i det miljøet. Banene til disse romsondene ble brukt til å finjustere ansalgene for massen til det jovianske systemet. Okkultasjoner av radiosignalene fra planeten resulterte i bedre målinger av Jupiterrs diamter og mengden av utflating ved polene.[L 2][71]

Seks år senere forbedret Voyager-programmet forståelsen av de galileiske månene kraftig. De oppdaget også Jupiters ringer og bekreftet at den store røde flekken var antisyklonsk. Sammenligningen av bilder viste at den røde flekken hadde endrede nyanser siden Pioneer-oppdaget og hadde gått fra oransje til mørk brun. En torus av ioniserte atomer ble oppdaget langs Ios bane og vulkaner ble funnet på månens overflate, noen av de i ferd med å få utbrudd. Da sonden passerte bak planeten observerte den lyn i nattsidens av atmosfære.[72][L 2]

Det neste oppdraget til å møte Jupiter var solsonden Ulysses som foretok en forbiflyvningsmanøver for å oppnå en polar bane rundt solen. Under denne passeringen gjennomførte sonden studier av Jupiters magnetosfære. Siden Ulysses ikke har noen kameraer ble imidlertid ingen bilder tatt. En andre forbiflyvning fant sted seks år senere, men i en mye større avstand.[70]

I år 2000 fløy Cassini-sonden forbi Jupiter på vei mot Saturn og ga noen av de bildene med høyest oppløsning som noen ganger er tatt av planeten. 19. desember 2000 tok sonden et bilde av månen Himalia, men oppløsningen var for lav til at overflateformasjonene kom frem.[73]

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.[74] 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.[75] Fotograferingen av det jovianske systemet begynte 4. september 2006.[76][77]

[rediger] Galileo-oppdraget

Jupiter sett av romsonden Cassini.

Så langt er det kun banesonden Galileo som har gått i bane rundt Jupiter. Galileo gikk inn i bane rundt planeten 7. desember 1995. Den gikk i bane 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, noe som var et unikt utkikkspunkt for hendelsen. Den informasjonen man fikk om det jovianske systemet fra Galileo var omfattende, men likevel var dens opprinnelige utviklede kapasitet begrenset etter en mislykket utrulling av en høyt-oppnåelig radiosenderantenne.[78]

En atmosfærisk sonde ble sluppet fra romsonden i juli 1995 og 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 og ble knust av trykket den ble utsatt for ved det tidspunktet (rundt 22 ganger det normale trykket på jorden og 153° C).[79] Den ville ha smeltet deretter og muligens også fordampet. Banesonden Galileo opplevde imidlertid en raskere versjon av samme skjebne da den bevisst ble styret inn i planeten 21. september 2003 med en hastighet på 50 km/s. Dette valgte man å gjøre for å unngå enhver mulighet for at den skulle krasje med og eventuelt forurense Europa – en måne med en hypotese om mulighet til å huse liv.[78]

[rediger] Fremtidige sonder og avbrutte oppdrag

NASA har et oppdrag på gang for å studere Jupiter i detalj fra polarbane. Romsonden Juno ble skutt opp i august 2011 og vil ankomme mot slutten av 2016.[80]

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.[81][82] Oppskytningen vil finne sted rundt 2020, men ESAs bidrag vil fortsatt måtte konkurrere økonomisk med andre ESA-prosjekter.[83] EJSM består av den NASA-ledede banesonden Jupiter Europa Orbiter og den ESA-ledede banesonden Jupiter Ganymedes Orbiter.[84]

På grunn av mulighetene for flytende hav under overflaten på Jupiters måner Europa, Ganymedes og Calisto har det vært 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.[85] En europeisk Jovian Europa Orbiter ble også studert.[86] Disse oppdragene ble erstattet av Europa Jupiter System Mission (EJSM).

[rediger] Måner

Jupiter med de galileiske månene

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

Jupiter har 66 navngitte naturlige satellitter. Av disse er 47 mindre enn 10 km i diameter og har kun blitt oppdaget etter 1975. De fire største månene, kjent som de galileiske månene, er Io, Europa, Ganymedes og Callisto.

[rediger] Galileiske måner

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, noen av de største månene i solsystemet, danner et mønster kjent som en Laplace-resonans; for hvert fjerde omløp Io fullfører rundt jorden fullfører Europa nøyaktig to omløp og Ganymedes nøyaktig ett omløp. Denne resonansen fører til gravitasjonseffekter som gjør at de tre store månene forvrenge sine baner til en elliptisk form siden hver måne mottar et ekstra rykk fra sine naboer på det samme punktet i hvert omløp den gjør. Tidevannskraften fra Jupiter, derimot, gjør at banene blir mer sirkulære.[87]

Eksentrisiteten til banene forårsaker vanlig variasjon i de tre månenes former, der 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 blir utsatt for de sterkeste tidevannskreftene), og i mindre grad på den unge geologien på Europas overfalte (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

[rediger] Klassifisering av måner

Jupiters måne Europa.

Før oppdagelsen under Voyager-programmet ble Jupiters måner arrangert i fire grupper på fire, basert på likhet i deres baneelementer. Siden den gang har oppdagelsen av en rekke nye små ytre måner komplisert dette bildet. Det er nå antatt å være seks hovedgrupper, selv om noen er mer tydelige enn andre.

En grunnleggende undergruppe er en gruppering av de åtte indre regulære månene som har nesten sirkulære baner nære planet til Jupiters ekvator og antas å ha blitt dannet med Jupiter. Resten av månene består av et ukjent antall små irregulære måner med elliptiske og inklinerte baner som antas å være innfangede asteroider eller fragmenter fra innfangede asteroider. Irregulære måner som tilhører en gruppe har like baneelementer og kan dermed ha et felles opphav, kanskje som en større måne eller et innfanget legeme som brøt opp.[L 16][88]

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[89] 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 inkluderer noen av de største månene i solsystemet.
Irregulære måner
Themisto Dette er en enkelt måne som tilhører sin egen gruppe, går i bane halvveis mellom de galileiske månene og Himalia-gruppen.
Himalia-gruppen En tett klynget gruppe måner med baner rundt 11 000 000–12 000 000 km fra Jupiter.
Carpo Et annet isolert tilfelle; ved den indre kanten av Ananke-gruppen går den i bane rundt Jupiter i en prograd retning.
Ananke-gruppen Denne gruppen med retrograd bevegelse har heller uklare grenser, i snitt 21 276 000 km fra Jupiter med en gjennomsnittlig inklinasjon på 149 grader.
Carme-gruppen En ganske distinkt retrograd gruppe som i snitt går 23 404 000 km fra Jupiter med en gjennomsnittlig inklinasjon på 165 grader.
Pasiphaë-gruppen En spredt og kun vagt distinkt retrograd gruppe som dekker alle de ytterste månene.

[rediger] Vekselvirkning med solsystemet

Dette bildet viser de trojanske asteroidene i Jupiters bane så vel som hovedbeltet.

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), Kirkwoodgap i asteroidebeltet er hovedsakelig forårsaket av Jupiter og planeten kan ha vært ansvarlig for det sene tunge bombardementet av det indre solsystemet.[90]

Sammen med sine måner kontrollerer Jupiters gravitasjonsfelt en rekke asteroider som har plassert seg i regionene ved Lagrange-punktene før og etter Jupiter i dens bane rundt solen. Disse er kjent som trojanske asteroider og blir delt inn i greske og trojanske «leirer» til minne om Iliaden. Den første av disse, 588 Achilles, ble oppdaget av Max Wolf i 1906; siden da har mer enn to tusen blitt oppdaget.[91] Den største er 624 Hektor.

De fleste kort-periodiske kometer tilhører Jupiter-familien – definert som kometer med store halvakse mindre enn Jupiters – og antas å dannes i Kuiper-beltet utenfor Neptuns bane. Under nærkontakt med Jupiters bane blir deres baner perturbert til mindre perioder og før den gravitasjonelle vekselvirkningen med solen og jorden gjør dem mer sirkulære.[92]

[rediger] Nedslag

Se også: Shoemaker-Levy 9 og Nedslaget på Jupiter i 2009
Hubble-bildet tatt 23. juli 2009 som viser en ca. 8 000 km lang flenge etter nedslaget i 2009.[93]

Jupiter har blitt kalt solsystemets støvsuger[94] på grunn av den enorme gravitasjonsbrønnen og beliggenheten nær det indre solsystemet, og planeten har de hyppigste forekomstene av kometnedslag av planetene i solsystemet.[95] Det var antatt at planeten fungerte som en delvis skjerm mot kometer i det indre solsystemet, men nyere datasimuleringer tyder på at Jupiter ikke fører til noen netto nedgang i antall kometer som passerer gjennom det indre solsystemet siden dens gravitasjon perturberer banene innover i omtrent samme antall som den samler eller støter bort.[96] Dette temaet er fortsatt kontroversielt blant astronomer, der noen mener planeten trekker kometer fra Kuiper-beltet mot jorden mens andre mener den beskytter jorden fra den angivelige Oorts sky.[97]

En gjennomgang av historiske astronomiske tegninger i 1997 antyder at astronomen Cassini kan ha registrert et nedslagskrater i 1690. Gjennomgangen fastslo åtte andre observasjonskandidater som hadde liten eller ingen sannsynlighet for et nedslag.[98] I løpet av perioden 16.–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. Dette nedslaget ga nyttig informasjon om sammensetningen av Jupiters atmosfære.[99][100]

19. juli 2009 ble et nedslagsted oppdaget ved omtrent 216. breddegrad i System II.[101][102] Nedslaget etterlot seg en sort flekk i Jupiters atmosfære, tilsvarende størrelsen til Oval BA. Infrarøde observasjoner viste en lys flekk der hvor nedslaget fant sted, noe som betyr at nedslaget varmet opp den nedre atmosfæren i området nær Jupiters sørpol.[103]

Et annet nedslag, mindre enn det forrige observerte nedslaget, ble oppdaget 3. juni 2010 av Anthony Wesley, en amatørastronom i Australia. Senere ble det oppdaget at hendelsen hadde blitt fanget på video av en annen amatørastronom på Filippinene.[104]

[rediger] Muligheter for liv

I 1953 viste Miller-Urey-eksperimentet at en kombinasjon av lyn og de kjemiske sammensetningene som eksisterte i amosfæren til opprinnelige jorden kunne danne organiske forbindelser (inkludert aminosyrer) som kunne fungere som byggeblokker for liv. Den simulerte atmosfæren inneholdt vann, metan, ammoniakk og molekylært hydrogen, og alle molekylene finnes fremdeles i Jupiters atmosfære. Atmosfæren har en sterk vertikal luftsirkulasjon som vil bringe disse forbindelsene ned til de lavere regione. Den høyere temperaturen i amtosfærens indre bryter ned disse kjemikaliene og forhindrer dannelsen av jordlignende liv.[105]

Det anses svært usannsynlig at der finnes jordlignende liv på Jupiter siden det kun finnes en liten mengde vann i atmsofæren og at en mulig fast overflate dypt inne i Jupiter ville være under ekstraordinære trykk. I 1976, før Voyager-oppdragene, verserte det hypoteser om at ammoniakk- eller vannbasert liv kunne utvikle seg i Jupiters øvre atmosfære. Denne hypotesen er 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.[106][107]

Mulighetene for tilstedeværelsen av underjordiske hav på noen av Jupiters måner har ført til spekulasjoner om at tilstedeværelsen av liv er mer sannsynlig der enn på Jupiter.

[rediger] Mytologi

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

Planeten Jupiter har vært kjent siden antikkens tid. Den er synlig for det blotte øye på nattehimmelen og kan i blant ses på dagtid når solen står lavt.[108] For babylonerne representerte dette objektet guden Marduk. De brukte en grov 12-års bane for planeten langs ekliptikken for å definere stjernebildene i Dyrekretsen.[L 2][109]

Romerne oppkalte planeten etter Jupiter (lat.: Iuppiter, Iūpiter (også kalt Jove), den viktigste guddommen i romersk mytologi hvis navn kommer fra den urindoeuropeiske vokative sammensetningen *Dyēu-pəter (nominativ: *Dyeus-pətēr, som betyr «O Fader Himmel-Gud» eller «O Fader Dag-Gud».[110]

Det astronomiske symbolet for planeten, ♃, er en stilisert fremstilling av gudens lyn. Den originale greske guddommen Zevs, adoptert av romerne, står for roten zeno- som blir brukt til å danne noen Jupiter-relaterte ord på engelsk, som «zenographic».[111]

Joviansk er adjektivformen for Jupiter. Den eldre adjektivformen jovial, satt ut av astrologer i middelalderen, har fått betydningen «glad» eller «lystig», stemninger som tilskrives Jupiters astrologiske påvirkning.[112]

Kinesere, koreanere og japanere refererte til planeten som trestjernen (kinesisk: 木星; pinyin: mùxīng), basert på på de kinesiske fem elementene.[L 17][L 18][L 19] Grekerne kalte den Φαέθων, Phaethon, «flammende». I vedisk astrologi oppkalte hinduistiske astrologer planeter etter Brihaspati, den religiøse læreren for gudene, og de kalte den ofte «Guru», som bokstavelig betyr «den tunge».[113] I det norske språket er Torsdag avledet fra «Tors dag», der Tor er assosiert med planeten Jupiter i germansk religion.[114]

[rediger] Noter og referanser

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. ^ Per 2008 er den største planeten utenfor solsystemet TrES-4
  5. ^ 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. ^ Covington (2002) s. 53
  9. ^ Herbst og Rix (1999) side 341–350, se seksjon 3.4
  10. ^ Ridpath (1998)
  11. ^ Dong (2002)
  12. ^ Pedersen (1974) s. 423 og 428
  13. ^ Aryabhata s. 9
  14. ^ Murdin (2000)
  15. ^ Fortescue, Stark og Swinerd (2003) s. 150
  16. ^ Jewitt og Sheppard (2004)
  17. ^ De Groot (1912) s. 300
  18. ^ Crump (1992) s. 39–40
  19. ^ Hulbert (1909) s. 426
Tidsskriftsartikler, nettutgivelser o.l.
  1. ^ Yeomans, Donald K. (13. juli 2006). HORIZONS System. 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 (2007) «Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006» (engelsk). Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 98 (3): 155–180. doi:10.1007/s10569-007-9072-y.
  6. ^ Solar System Exploration: Jupiter: Facts & Figures (engelsk). NASA (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.. 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. ^ Anonymous (mars 1983). «Probe Nephelometer». Galileo Messenger (6). Besøkt 2007-02-12.
  10. ^ Gautier, D.; Conrath, B.; Flasar, M.; Hanel, R.; Kunde, V.; Chedin, A.; Scott N. (1981): «The helium abundance of Jupiter from Voyager» (engelsk) – Journal of Geophysical Research, bind 86, utgave A10, s. 8713–8720.
  11. ^ Kunde, V. G. et al. (10. september 2004): «Jupiter's Atmospheric Composition from the Cassini Thermal Infrared Spectroscopy Experiment» (engelsk) – Science, bind 305, utgave 5690, s. 1582–86.
  12. ^ Kim, S. J.; Caldwell, J.; Rivolo, A. R.; Wagner, R. (1985): «Infrared Polar Brightening on Jupiter III. Spectrometry from the Voyager 1 IRIS Experiment» (engelsk) – Icarus, bind 64, utgave 2, s. 233–48.
  13. ^ 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» (engelsk) – Science, bind 272, utgave 5263, s. 846–849.
  14. ^ 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.
  15. ^ Ingersoll, A. P.; Hammel, H. B.; Spilker, T. R.; Young, R. E. (1. juli 2055). Outer Planets: The Ice Giants (engelsk) (PDF). Lunar & Planetary Institute. Besøkt 5. januar 2012.
  16. ^ Schneider, Jean. The Extrasolar Planets Encyclopedia: Interactive Catalogue (engelsk). Paris Observatory. Besøkt 4. januar 2012.
  17. ^ a b Seager, S. (2007): «Mass-Radius Relationships for Solid Exoplanets» (engelsk) – The Astrophysical Journal, bind 669, utgave 2, s. 1279–1297.
  18. ^ Guillot, Tristan (1999): «Interiors of Giant Planets Inside and Outside the Solar System» (engelsk) – Science, bind 286, utgave 5437, s. 72–77.
  19. ^ Burrows, A.; Hubbard, W. B.; Saumon, D.; Lunine, J. I. (1993): «An expanded set of brown dwarf and very low mass star models» (engelsk) – Astrophysical Journal, bind 406, utgave 1, s. 158–71.
  20. ^ 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.
  21. ^ Bodenheimer, P. (1974): «Calculations of the early evolution of Jupiter» (engelsk) – Icarus, bind 23, utgave 3, s. 319–25.
  22. ^ Guillot, T.; Gautier, D.; Hubbard, W. B. (1997): «New Constraints on the Composition of Jupiter from Galileo Measurements and Interior Models» (engelsk) – Icarus, bind 130, utgave 2, s. 534–539.
  23. ^ Lodders, Katharina (2004): «Jupiter Formed with More Tar than Ice» (engelsk) – The Astrophysical Journal, bind 611, utgave 1, s. 587–597.
  24. ^ Züttel, Andreas (september 2003): «Materials for hydrogen storage» (engelsk) – Materials Today, bind 6, utgave 9, s. 24–33.
  25. ^ Guillot, T. (1999): «A comparison of the interiors of Jupiter and Saturn» (engelsk) – Planetary and Space Science, bind 47, utgave 10–11, s. 1183–200.
  26. ^ a b Lang, Kenneth R.. Jupiter: a giant primitive planet (engelsk). NASA. Besøkt 5. januar 2012.
  27. ^ a b Seiff , A. (1998): «Thermal structure of Jupiter's atmosphere near the edge of a 5-μm hot spot in the north equatorial belt» (engelsk) – Journal of Geophysical Research, bind 103, utgave E10, s. 22857–22889.
  28. ^ Miller, S.; Aylword, A.; Milliword, G. (2005): «Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: the Importance of Ion-Neutral Coupling» (engelsk) – Space Science Reviews, bind 116, utgave 1–2, s. 319–343.
  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 (engelsk) (PDF). 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» (engelsk) – Science, bind 287, utgave 5455, s. 946–947.
  32. ^ Strycker, P. D.; Chanover, N.; Sussman, M.; Simon-Miller, A. (2006). «A Spectroscopic Search for Jupiter's Chromophores» (på engelsk). DPS meeting #38, #11.15. American Astronomical Society. 
  33. ^ a b c Gierasch, Peter J.; Nicholson, Philip D.. Jupiter (engelsk). Besøkt 5. januar 2012.
  34. ^ Denning, W.F. (1899): «Jupiter, early history of the great red spot on» (engelsk) – Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, bind 59, s. 574–584.
  35. ^ Kyrala, A. (1982): «An explanation of the persistence of the Great Red Spot of Jupiter» (engelsk) – Moon and the Planets, bind 26, utgave 1, s. 105–7.
  36. ^ Philosophical Transactions Vol. I (engelsk). Project Gutenberg. Besøkt 5. januar 2012.
  37. ^ Sommeria, Jöel (25. februar 1988): «Laboratory simulation of Jupiter's Great Red Spot» (engelsk) – Nature, bind 331, utgave 6158, s. 689–693.
  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). 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. (1987): «Jupiter's ring system: New results on structure and particle properties» (engelsk) – Icarus, bind 69, utgave 3, s. 458–98.
  45. ^ a b Burns, J. A. (1999): «The Formation of Jupiter's Faint Rings» (engelsk) – Science, bind 284, utgave 5417, s. 1146–50.
  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» (engelsk) – Icarus, bind 169, utgave 2, s. 390–401.
  47. ^ Jupiter's Magnetosphere (engelsk). The Astrophysics Spectator (22. november 2004). Besøkt 7. januar 2012.
  48. ^ Radio Storms on Jupiter (engelsk). NASA (20. februar 2004). Besøkt 7. januar 2012.
  49. ^ Michtchenko, T. A. (februar 2001): «Modeling the 5 : 2 Mean-Motion Resonance in the Jupiter–Saturn Planetary System» (engelsk) – Icarus, bind 149, utgave 2, s. 77–115.
  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. Besøkt 7. januar 2012.
  53. ^ A. Sachs (2. mai 1974): «Babylonian Observational Astronomy» (engelsk) – Philosophical Transactions of the Royal Society of London, bind 276, utgave 1257, s. 43–50 (see p. 44).
  54. ^ Xi, Z.Z. (1981): «The Discovery of Jupiter's Satellite Made by Gan-De 2000 Years Before Galileo» (engelsk) – Acta Astrophysica Sinica, bind 1, utgave 2, s. 87.
  55. ^ Westfall, Richard S. Galilei, Galileo (engelsk). The Galileo Project. Besøkt 7. januar 2012.
  56. ^ a b O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. (april, 2003). Giovanni Domenico Cassini (engelsk). Besøkt 7. januar 2012.
  57. ^ SP-349/396 Pioneer Odyssey—Jupiter, Giant of the Solar System (engelsk). NASA (august, 1974). Besøkt 7. januar 2012.
  58. ^ Roemer's Hypothesis (engelsk). MathPages. Besøkt 8. januar 2012.
  59. ^ Tenn, Joe (10. mars 2006). Edward Emerson Barnard (engelsk). Sonoma State University. Besøkt 8. januar 2012.
  60. ^ Amalthea Fact Sheet (engelsk). NASA JPL (1. oktober 2001). Besøkt 8. januar 2012.
  61. ^ Dunham Jr., Theodore (1933): «Note on the Spectra of Jupiter and Saturn» (engelsk) – Publications of the Astronomical Society of the Pacific, bind 45, s. 42–44.
  62. ^ Youssef, A.; Marcus, P. S. (2003): «The dynamics of jovian white ovals from formation to merger» (engelsk) – Icarus, bind 162, utgave 1, s. 74–93.
  63. ^ Weintraub, Rachel A. (26. september 2005). How One Night in a Field Changed Astronomy (engelsk). NASA. Besøkt 8. januar 2012.
  64. ^ Garcia, Leonard N. The Jovian Decametric Radio Emission (engelsk). NASA. Besøkt 8. januar 2012.
  65. ^ Klein, M. J.; Gulkis, S.; Bolton, S. J.. Jupiter's Synchrotron Radiation: Observed Variations Before, During and After the Impacts of Comet SL9 (engelsk). NASA. Besøkt 8. januar 2012.
  66. ^ Pioneer 10 Mission Profile (engelsk). NASA. Besøkt 8. januar 2012.
  67. ^ Glenn Research Center (engelsk). NASA. Besøkt 8. januar 2012.
  68. ^ Hirata, Chris. Delta-V in the Solar System (engelsk). California Institute of Technology. Arkivert fra originalen 15. juli 2006. Besøkt 9. januar 2012.
  69. ^ Wong, Al (28. mai 1998). Galileo FAQ: Navigation (engelsk). NASA. Besøkt 9. januar 2012.
  70. ^ a b c Chan, K.; Paredes, E. S.; Ryne, M. S.. Ulysses Attitude and Orbit Operations: 13+ Years of International Cooperation (engelsk) (PDF). American Institute of Aeronautics and Astronautics. Besøkt 9. januar 2012.
  71. ^ Lasher, Lawrence (1. august 2006). Pioneer Project Home Page (engelsk). NASA Space Projects Division. Besøkt 9. januar 2012.
  72. ^ Jupiter (engelsk). NASA Jet Propulsion Laboratory (14. januar 2003). Besøkt 9. januar 2012.
  73. ^ Hansen, C. J.; Bolton, S. J.; Matson, D. L.; Spilker, L. J.; Lebreton, J.-P. (2004): «The Cassini–Huygens flyby of Jupiter» (engelsk) – Icarus, bind 172, utgave 1, s. 1–8.
  74. ^ Mission Update: At Closest Approach, a Fresh View of Jupiter (engelsk). Besøkt 9. januar 2012.
  75. ^ Pluto-Bound New Horizons Provides New Look at Jupiter System (engelsk). NASA. Besøkt 9. januar 2012.
  76. ^ New Horizons targets Jupiter kick (engelsk). BBC News Online (19. januar 2007). Besøkt 9. januar 2012.
  77. ^ Alexander, Amir (27. september 2006). New Horizons Snaps First Picture of Jupiter (engelsk). The Planetary Society. Besøkt 9. januar 2012.
  78. ^ a b McConnell, Shannon (14. april 2003). Galileo: Journey to Jupiter (engelsk). Besøkt 9. januar 2012.
  79. ^ Magalhães, Julio (10. desember 1996). Galileo Probe Mission Events (engelsk). NASA Space Projects Division. Besøkt 9. januar 2012.
  80. ^ Goodeill, Anthony (31. mars 2008). New Frontiers – Missions – Juno (engelsk). NASA. Besøkt 9. januar 2012.
  81. ^ Talevi, Monica; Brown, Dwayne (18. februar 2009). NASA and ESA Prioritize Outer Planet Missions (engelsk). Besøkt 9. januar 2012.
  82. ^ Rincon, Paul (18. februar 2009). Jupiter in space agencies' sights (engelsk). BBC News. Besøkt 9. januar 2012.
  83. ^ Volonte, Sergio (10. juli 2007). Cosmic Vision 2015-2025 Proposals (engelsk). ESA. Besøkt 9. januar 2012.
  84. ^ Laplace: A mission to Europa & Jupiter system (engelsk). ESA. Besøkt 9. januar 2012.
  85. ^ Berger, Brian (7. februar 2005). White House scales back space plans (engelsk). Besøkt 9. januar 2012.
  86. ^ Atzei, Alessandro (27. april 2007). Jovian Minisat Explorer (engelsk). ESA. Besøkt 9. januar 2012.
  87. ^ Musotto, S.; Varadi, F.; Moore, W. B.; Schubert, G. (2002): «Numerical simulations of the orbits of the Galilean satellites» (engelsk) – Icarus, bind 159, utgave 2, s. 500–504.
  88. ^ Nesvorný, D.; Alvarellos, J. L. A.; Dones, L.; Levison, H. F. (2003): «Orbital and Collisional Evolution of the Irregular Satellites» (engelsk) – The Astronomical Journal, bind 126, utgave 1, s. 398–429.
  89. ^ Showman, A. P.; Malhotra, R. (1999): «The Galilean Satellites» (engelsk) – Science, bind 286, utgave 5437, s. 77–84.
  90. ^ Kerr, Richard A. (2004): «Did Jupiter and Saturn Team Up to Pummel the Inner Solar System?» (engelsk) – Science, bind 306, utgave 5702, s. 1676.
  91. ^ List Of Jupiter Trojans (engelsk). IAU Minor Planet Center. Besøkt 8. januar 2012.
  92. ^ Quinn, T.; Tremaine, S.; Duncan, M. (1990): «Planetary perturbations and the origins of short-period comets» (engelsk) – Astrophysical Journal, Part 1, bind 355, s. 667–679.
  93. ^ Overbye, Dennis Overbye (24. juli 2009). Hubble Takes Snapshot of Jupiter’s ‘Black Eye’ (engelsk). New York Times. Besøkt 8. januar 2012.
  94. ^ Lovett, Richard A. (15. desember 2006). Stardust's Comet Clues Reveal Early Solar System (engelsk). National Geographic News. Besøkt 8. januar 2012.
  95. ^ Nakamura, T.; Kurahashi, H. (1998): «Collisional Probability of Periodic Comets with the Terrestrial Planets: An Invalid Case of Analytic Formulation» (engelsk) – Astronomical Journal, bind 115, utgave 2, s. 848–854.
  96. ^ Horner, J.; Jones, B. W. (2008): «Jupiter – friend or foe? I: the asteroids» (engelsk) – International Journal of Astrobiology, bind 7, utgave 3–4, s. 251–261.
  97. ^ Overbyte, Dennis (25. juli 2009). Jupiter: Our Comic Protector? (engelsk). Thew New York Times. Besøkt 9. januar 2012.
  98. ^ Tabe, Isshi; Watanabe, Jun-ichi; Jimbo, Michiwo (februar 1997): «Discovery of a Possible Impact SPOT on Jupiter Recorded in 1690» (engelsk) – Publications of the Astronomical Society of Japan, bind 49, s. L1–L5.
  99. ^ Baalke, Ron. Comet Shoemaker-Levy Collision with Jupiter (engelsk). NASA. Besøkt 8. januar 2012.
  100. ^ Britt, Robert R. (23. august 2004). Remnants of 1994 Comet Impact Leave Puzzle at Jupiter (engelsk). space.com. Besøkt 8. januar 2012.
  101. ^ Staff (21. juli 2009). Amateur astronomer discovers Jupiter collision (engelsk). ABC News online. Besøkt 8. januar 2012.
  102. ^ Salway, Mike (19. juli 2009). Breaking News: Possible Impact on Jupiter, Captured by Anthony Wesley (engelsk). IceInSpace.
  103. ^ Grossman, Lisa (20. juli 2009). Jupiter sports new 'bruise' from impact (engelsk). Besøkt 9. januar 2012.
  104. ^ Bakich, Michael (4. juni 2010). Another impact on Jupiter (engelsk). Astronomy Magazine online. Besøkt 9. januar 2012.
  105. ^ Heppenheimer, T. A.. Colonies in Space, Chapter 1: Other Life in Space (engelsk). National Space Society. Besøkt 9. januar 2012.
  106. ^ Life on Jupiter (engelsk). Besøkt 9. januar 2012.
  107. ^ Sagan, C.; Salpeter, E. E. (1976): «Particles, environments, and possible ecologies in the Jovian atmosphere» (engelsk) – The Astrophysical Journal Supplement Series, bind 32, s. 633–637.
  108. ^ Staff (16. juni 2005). Stargazers prepare for daylight view of Jupiter (engelsk). ABC News Online. Besøkt 9. januar 2012.
  109. ^ Rogers, J.H. (1998): «Origins of the ancient constellations: I. The Mesopotamian traditions» (engelsk) – Journal of the British Astronomical Association,, bind 108, s. 9–28.
  110. ^ Harper, Douglas (november 2001). Jupiter (engelsk). Online Etymology Dictionary. Besøkt 9. januar 2012.
  111. ^ 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.
  112. ^ Jovial (engelsk). Besøkt 9. januar 2012.
  113. ^ Guru (engelsk). Indian Divinity.com. Besøkt 9. januar 2012.
  114. ^ Falk, Michael (1999): «Astronomical Names for the Days of the Week» – Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, bind 93, s. 122–33.

[rediger] Litteratur

Litteratur til artikkelen
  • Burgess, Eric (1982). By Jupiter: Odysseys to a Giant. New York (engelsk). ISBN 0-231-05176-X.
  • Aryabhata, oversatt og med noter av Walter Eugene Clark (1930). The Aryabhatiya of Aryabhata. University of Chicago Press (engelsk).
  • Covington, Michael A. (2002). Celestial Objects for Modern Telescopes. Cambridge University Press (engelsk). ISBN 0-521-52419-9.
  • Crump, Thomas (1992). The Japanese numbers game: the use and understanding of numbers in modern Japan. Routledge (engelsk). ISBN 0415056098.
  • Davis, Andrew M.; Turekian, Karl K. (2005). Meteorites, comets, and planets, bind 1. Elsevier (engelsk). ISBN 0-08-044720-1.
  • De Groot, Jan Jakob Maria (1912). Religion in China: universism. a key to the study of Taoism and Confucianism, bind 10. G. P. Putnam's Sons (engelsk).
  • Dong, Paul (2002). China's Major Mysteries: Paranormal Phenomena and the Unexplained in the People's Republic. China Books (engelsk). ISBN 0-8351-2676-5.
  • Elkins-Tanton, Linda T. (2006). Jupiter and Saturn. Chelsea House, New York (engelsk). ISBN 0-8160-5196-8.
  • Fortescue, Peter W.; Stark, John; Swinerd, Graham (2003). Spacecraft systems engineering, 3. utg.. John Wiley and Sons (engelsk). ISBN 0-470-85102-3.
  • Guillot, T.; Stevenson, D. J.; Hubbard, W. B.; Saumon, D. (2004). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere (red. Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B). Cambridge University Press (engelsk). 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 (red. Guenther, Eike; Stecklum, Bringfried; Klose, Sylvio). Astronomical Society of the Pacific, San Francisco, California (engelsk). ISBN 1-58381-014-5.
  • Hulbert, Homer Bezaleel (1909). The passing of Korea. Doubleday, Page & company (engelsk).
  • Jewitt, D. C.; Sheppard, S.; Porco, C. (2004). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere (red. Bagenal, F.; Dowling, T.; McKinnon, W). Cambridge University Press. ISBN 0-521-81808-7.
  • McFadden, Lucy-Ann; Weissman, Paul; Johnson, Torrence (2006). Encyclopedia of the Solar System, 2. utg.. uten stedsangivelse (engelsk). ISBN 0-12-088589-1.
  • Murdin, Paul (2000). Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Institute of Physics Publishing, Bristol (engelsk). ISBN 0-12-226690-0.
  • Pedersen, Olaf (1974). A Survey of the Almagest. Odense University Press (engelsk).
  • Ridpath, Ian (1998). Norton's Star Atlas, 19. utg.. Prentice Hall (engelsk). ISBN 0-582-35655-5.
  • Shu, Frank H. (1982). The physical universe: an introduction to astronomy, 12. utg.. University Science Books (engelsk). 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, 2. utg.. Cambridge University Press (engelsk). ISBN 0-521-64130-6.
Videre lesning
  • Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. red.,  (2004). Jupiter: The planet, satellites, and magnetosphere. Cambridge University Press (engelsk). ISBN 0-521-81808-7.
  • Beebe, Reta (1997). Jupiter: The Giant Planet, 2. utg.. Smithsonian Institution Press, Washington, D.C. (engelsk). ISBN 1-56098-731-6.

[rediger] Eksterne lenker

Search Wikimedia Commons Wikimedia Commons har multimedieinnhold relatert til: Jupiter
Portal:Astronomi
Portal:Astronomi

Hentet fra «http://no.wikipedia.org/w/index.php?title=Jupiter&oldid=10105828»
Personlig
Navnerom
Varianter
Handlinger
Navigasjon
Prosjekt
Wikipedia
Andre
Eksternt
Lager
Utskrift
Verktøy
På andre språk