Location via proxy:   [ UP ]  
[Report a bug]   [Manage cookies]                
Прејди на содржината

Јупитер

Уреди врски
Од Википедија — слободната енциклопедија
(Пренасочено од Јупитер (планета))
За богот Јупитер, видете Јупитер (бог). За други употреби на терминот Јупитер, Јупитер (други значења).
Јупитер ♃
This image was enhanced by the U.S. Geological Survey to bring out detail. It is based on a 1979 image from the Voyager 1 spacecraft.
Ознаки
Орбитални особености[2][3]
Епоха J2000
Афел816520800 km (AU)
Перихел740573600 km (AU)
778547200 km (AU)
Занесеност0.048775
4331.572 денови
11.85920 yr
398,88 денови[1]
13.07 км/s[1]
18.818°
Наклон1.305°
6.09° од сончевиот екватор
100.492°
275.066°
Познати сателити63
Физички особености
Екваторски полупречник
71,492 ± 4 км[4][5]
11.209 Earths
Поларен полупречник
66,854 ± 10 км[4][5]
10.517 Earths
Сплеснатост0.06487 ± 0.00015
6.21796×1010 км2[5][6]
121.9 Earths
Зафатнина1.43128×1015 км2[1][5]
1321.3 Earths
Маса1.8986×1027 кг[1]
317.8 Earths
Средна густина
1.326 g/cm³[1][5]
24.79 m/s²[1][5]
2.528 g
59.5 км/s[1][5]
9.925 h[7]
Екваторска вртежна брзина
12.6 км/s
45,300 км/ч
3.13°[1]
Северенополна ректасцензија
268.057°
17 h 52 min 14 s[4]
Северенополна деклинација
64.496°[4]
Албедо0.343 (бондово)
0.52 (геом.)[1]
Површинска темп. најм сред најг
1 бар 165 K[1]
0.1 бар 112 K[1]
-1.6 to -2.94[1]
29.8" — 50.1"[1]
Атмосфера[1]
Површински притисок
20–200 kPa[8] (cloud layer)
27 km
Состав по зафатнина
89.8±2.0%водород (H2)
10.2±2.0%хелиум
~0.3%маетан
~0.026%амонијак
~0.003%водород деутерид
0.0006%етан
0.0004%вода
Ices:
амонијак
вода
амониум хидросулфид(NH4SH)

Јупитер — петтата планета од Сонцето и најголема во Сончевиот Систем.[9] Таа е гигант планета со маса една илјадитина од Сонцето, и 2.5 пати потешка од останатите планети во сончевиот Систем заедно. Јупитер и Сатурн се гасовити џинови; другите две џиновски планети, Уран и Нептун, се ледени џинови. Јупитер им бил познат на астрономите уште од антиката.[10] Именувана е по Римскиот бог Јупитер.[11] Гледано од Земјата, Јупитер достигнува величина од -2,94, доволно светла за нејзината рефлексија да фрла сенка,[12] правејќи го во просек третиот најсветол природен објект на ноќното небо по Месечината и Венера.

Јупитер првенствено е составен од водород со четвртина од неговата маса како хелиум, иако хелиумот е присутен само во десетина молекули. Исто така може да има карпести јадра на потешки елементи,[13] но како и другите џиновски планети, Јупитер нема добро дефинирана цврста површина. Поради неговата брза ротација, планетата има форма на сплеснат сфероид (има мала, но значајна испакнатина на Еквадорот). Надворешната атмосфера е видливо одвоена на неколку слоја со различни ширини, што резултира со турбуленции и бури по нивните меѓусебни граници. Значаен резултат е Големата црвена точка, огромна бура што е познато дека постоела уште од XVII век, кога за првпат била забележана со телескоп. Околината на Јупитер е слаб систем на планетарни прстени и моќна магнетосфера. Јупитер има 79 познати месечини,[14] вклучувајќи ги и четирите големи Галилејски месечини отриени од Галилео Галилеј во 1610. Ганимед, најголемата од нив, има пречник поголем од оној на планетата Меркур.

Јупитер била истражувана во неколку наврати од страна на роботски вселенски летала, особено во раните мисии на Пионер и Војаџер прелет , а подоца и од страна на „Галилеп“. Кон крајот на февруари 2007, Јупитер бил посетуван од истрагата на Нови Хоризонти, користејќи ја гравитацијата на Јупитер за да ја зголеми брзината и да ја свитка својата траекторија кон Плутон. Најновата истрага на планетата е Јунона, која влезе во орбитата на Јупитер на 4 јули 2016.[15][16] Идни цели за истражување на Јупитеровиот систем ги вклучуваат и веројатно со мраз покриен течен океан на нејзината месечина Европа.

Состав и миграција

[уреди | уреди извор]
Главна статија: Модел на големото летање
Поврзано: Состав и еволуција на Сончевиот Систем

Астрономите оркрија речиси 500 планетарни системи со повеќе планети. Овие системи вклучуваат неколку планети чии маси се неколкупати поголеми од Земјината (супер Земји), кои орбитираат поблиску до нивната ѕвезда во споредба со Меркур и сонцето, понекогаш и гиганти со гасови од Јупитер се доближуваат до нивната ѕвезда.

Земјата и нејзините соседни планети можеби се формирале од фрагменти на планети кои судриле со Јупитер, уништувајќи ги супер-Планетите околу Сонцето. Додека Јупитер се приближил кон внатрешноста на Сончевиот Систем, во она што теоретичарите го нарекуваат хипотеза на големиот такт, предизвикувајќи серија судири меѓу супер-Земјите со тоа што нивните орбити почнале да се преклопуваат.[17]

Јупитер движејќи се надвор од внатрешноста на Сончевиот Систем ќе овозможи формирање на внатрешни планети, вклучувајќи ја и Земјата.[18]

Физички одлики

[уреди | уреди извор]

Јупитер е првенствено составен од гасовити и течни материјали. Таа е најголема од четирите џиновски планети во Сончевиот Систем и оттука е воопшто најголема планета. Нејзиниот пречник е 142,984 км[convert: unknown unit] на својот екватор. Просечната густина на Јупитер, 1.326 g/cm3, е втора највисока од џиновските планети, но е пониска од оние на четирите Земјовидни планети.

Композиција

[уреди | уреди извор]

Горната атмосфера на Јупитер е околу 88–92% водород и 8–12% хелиум во проценти волумен на гасовити молекули. Атомот на хелиум има околу четири пати поголема маса од водороден атом, па составот се менува кога е опишан како дел од масата што ја придонесуваат различни атоми. Така, атмосферата на јупитер е приближно 75% водород и 24% хелиум по маса, при што останатиот процент од масата е составен од други елементи. Атмосферата содржи траги од метан, водна пареа, амонијак и соединенија засновани на силициум. Исто така има траги од јаглерод, етан, водород-сулфид, неон, кислород, фосфин и сулфур. Најодалечениот слој од атмосферата содржи кристали на замрзнат амонијак. Внатрешноста содржи погусти материјали - масата е околу 71% водород, 24% хелиум и 5% други елементи.[19][20] Преку инфрацрвени и ултравиолетови мерења, пронајдени се траги на бензен и други јаглеводороди.[21]

Во атмосферските пропорции водородот и хелиумот се блиску до теоретскиот состав на исконската сончевата маглина. Неон во горниот дел од атмосферата се состои само од 20 делчиња на милион по маса, што е околу една десетина во изобилство на Сонцето.[22] Хелиумот е исто така намален на околу 80% од составот на Сонцето. Ова осиромашување е резултат на врнежите на овие елементи во внатрешноста на планетата.[23]

Врз основа на спектроскопија, Сатурн се смета дека е сличен по состав на Јупитер, но другите џиновски планети Уран и Нептун имаат релативно помалку водорот и хелиум, и релативно повеќе мраз по што сега се нарекуваат ледени гиганти.[24]

Маса и големина

[уреди | уреди извор]
Главна статија: Јупитерова маса
Jupiter's diameter is one order of magnitude smaller (×0.10045) than that of the Sun, and one order of magnitude larger (×10.9733) than that of Earth. The Great Red Spot is roughly the same size as Earth.

Масата на Јупитер е 2.5 пати поголема од онаа на сите други планети во Сончевиот Систем заедно—толку е масивна што барицентарот со Сонцето лежи над површината на Сонцето во 1.068 сончеви полупречници од центарот на Сонцето.[25] Јупитер е многу поголема од Земјата и значително помалку густа: нејзиниот волумен е околу 1,321 Земји, но е само 318 пати помасивна.[1][26] Полупречникот на Јупитер е околу 1/10 од полупречникот на сонцето,[27] а масата е 0.001 пати од масата на сонцето, така што густините на двете тела се слични.[28] "Масата на Јупитер" (MJ или MJup) е често се користи како единица за опишување маси на други објекти, особено екстра сончеви планети и кафеави џуџиња. На пример, вонсончева планета HD 209458 b има маса од 0.69 MJ, додека Капа Андромаде б има маса од 12.8 MJ.[29]

Теоретски модели укажуваат на тоа дека ако Јупитер има повеќе маса од тоа што имала во минатото, таа ќе се намали.[30] За мали промени на масата полупречникот не би се променил значително, а над 500 M🜨 (1.6 Јупитерова маса)[30] внатрешноста би станала многу покомпримирана под зголемениот притисок бидејќи нејзиниот волумен ќе се намали и покрај зголемениот обем на материјата. Како резултат на тоа, Јупитер се смета дека има најголем пречник како планета од нејзиниот состав и еволутивна историја што може да постигне.[31] Процесот на натамошно собирање со зголемување на масата ќе продолжи сè додека не се постигне значително ѕвездено палење, како кај масивните кафеави џуџиња кои имаат околу 50 Јупитерови маси.[32]

Иако Јупитер би требало да биде 75 пати помасивен за водородот да врзува и стане ѕвезда, најмалото црвено џуџе е со околу 30 проценти поголем полупречник од оној на Јупитер.[33][34] И покрај ова, Јупитер сѐ уште зрачи повеќе топлина од колку што добива од Сонцето; количината на топлина произведена во него е слична на вкупното сончево зрачење што го прима.[35] Оваа дополнителна топлина е генерирана од Келвин–Хелмолцовиот механизам преку контракција. Овој процес предизвикува Јупитер да се намали за околу 2 cm секоја година.[36] Кога првпат била оформена, Јупитер била многу потопла и околу двапати поголема од нејзиниот секогашен пречник.[37]

Внатрешна структура

[уреди | уреди извор]

Се смета дека Јупитер е составен од густо јадро со мешавина од елементи, опколен со слој од течен метален водород со хелиум, и надворешен слој претежно од молекуларен водород.[36] Надвор од овој основен преглед, сѐ уште постои значителна несигурност. Јадрото често се опишува како карпесто, но деталниот состав не е познат, како што се својствата на материјалите при температурите и притисоците на тие длабочини (види подолу). Во 1997, постоењето на јадрото било препоставено со гравитациски мерења,[36] што укажува на маса од 12 до 45 пати поголема од на Земјата, или околу 4%-14% од вкупната маса на Јупитер.[35][38] Присуството на јадро во историјата на Јупитер било предложена од модели на планетарни форми кои барале формирање на карпести или ледени јадра кои се доволно масивни за да го соберат својот дел од водород и хелиум од протосоларната маглина. Под претпоставка дека тоа постоело, можело да е намали како конвекциски стури од топол течен метален водород измешан со стопеното јадро и ја носело неговата содржина на повисоки нивоа во внатрешноста на планетата. Сега јадрото може да биде целосно отсутно, гравитациските мерења сѐ уште не се доволно прецизни за целосно да ја одредат таа можност .[36][39]

Animation of four images showing Jupiter in infrared light as seen by NASA's Infrared telescope facility on May 16, 2015

Несигурноста на моделите е поврзана со маргината на грешки во досега измерените параметри: еден од вртежните коефициенти (J6) се користи за опишување на гравитацискиот момент на планетата, екваторскиот полупречник на Јупитер и неговата температура при притисок од 1 бар. Од мисијата Јунона, која пристигна во јули 2016,[15] се очекува дополнително да ги ограничи вредностите на овие параметри за подобри модели на јадрото.[40]

Јадрото може да биде опкружено со густ метален водород, кој се проширува нанадвор до околу 78% од полупречникот на планетата.[35] Дождовидните капки хелиум и неон се таложат надолу низ овој слој, со што го осиромашуваат изобилството на овие елементи во горната атмосфера.[23][41] Предвидени се врнежи од дијаманти на Јупитер како и на Сатурн[42] и ледените гиганти Уран и Нептун.[43]

Над слојот од метален водород лежи транспарентна внатрешна атмосфера на водород. На оваа длабочина, притисокот и температурата се над критичниот притисок на водородот од 1.2858 MPa и критичната температура од само 32.938 K.[44] Во оваа состојба, нема посебни течни и гасни фази - се вели дека водородот е во состојба на надкритична течност. Погодно е водородот да се третира како гас во горниот слој што се протега надолу од облачниот слој до длабочина од 1,000 km,[35] и како течност во подлабоките слоеви. Физички не постои јасна граница - гасот непречено станува потопол и погуст додека се спушта.[45][46]

Температурата и притисокот во Јупитер постојано се зголемуваат кон јадрото поради Келвин–Хелмхолцовиот механизам. На ниво на притисок од 10 bars (1 MPa), температурата е околу 340 K (67 °C; 152 °F). Во регионот каде има фаза на транзиција, каде водородот е загреан над неговата критична точка — станува метален, пресметано е дека температурата изнесува 10,000 K (9,700 °C; 17,500 °F) и притисокот е 200 GPa. Проценето е дека температурата на границата на јадрото е 36,000 K (35,700 °C; 64,300 °F) а внатрешниот притисок е околу 3,000–4,500 GPa.[35]

Diagram of Jupiter's moons, surface, and interior
This cut-away illustrates a model of the interior of Jupiter, with a rocky core overlaid by a deep layer of liquid metallic hydrogen.

Атмосфера

[уреди | уреди извор]
Главна статија: Атмосфера на Јупитер

Јупитер ја има најголемата планетарна атмосфера во Сончевиот Систем, која се протега на надморска височина од 5,000 kм (16,404,000 ст).[47][48] Бидејќи Јупитер нема површина, основата на нејзината атмосферата се смета за точка во која атмосферскиот притисок е еднаков на 100 kPa (1.0 bar).

Слој со облаци

[уреди | уреди извор]
The movement of Jupiter's counter-rotating cloud bands. This looping animation maps the planet's exterior onto a cylindrical projection.
South polar view of Jupiter
Enhanced color view of Jupiter's southern storms

Јупитер е постојано прекриен со облаци составени од амониум кристали и веројатно амониум хидросулфид. Облаците се сместени во тропопаузата и се распоредени во групи од различни ширини, познати како тропски региони. Тие се групирани во помали зони и потемни појаси. Интеракциите на овие конфликтни шеми на циркулација предизвикуваат бури и турбуленции. Брзината на ветровите од 100 m/s (360 км/ч) се вообичаени во зонални млазници.[49] Зоните се разликуваат по ширина, боја и интезитет од година до година, но останале доволно стабилни за научниците да им дадат ознаки за идентификување.[26]

Jupiter clouds
(Juno; December 2017)

Слојот со облаци е длабок околу 50 kм (164,042 ст), и се состои од најмналку две колони облаци: дебела, пониска колони и тенок, појасен регион. Исто така, може да има и тенок слој на облаци од водата што лежи во слојот на амонијак. Доказ на идејата за облаци на вода се блесоците на молња забележани во атмосферата на Јупитер. Овие електрични празнења можат да бидат до илјада пати помоќни од молњите на Земјата.[50] Се претпоставува дека облаците од вода генерираат грмотевици на ист начин како и земните грмотевици, што се движат од топлината која се издига од внатрешноста.[51]

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ 1,00 1,01 1,02 1,03 1,04 1,05 1,06 1,07 1,08 1,09 1,10 1,11 1,12 1,13 1,14 Williams, Dr. David R. (16 ноември 2004). „Jupiter Fact Sheet“. NASA. Посетено на 2007-08-08.
  2. ↑ Yeomans, Donald K. (2006-07-13). „HORIZONS System“. NASA JPL. Посетено на 2007-08-08. — At the site, go to the "web interface" then select "Ephemeris Type: ELEMENTS", "Target Body: Jupiter Barycenter" and "Center: Sun".
  3. ↑ Orbital elements refer to the barycenter of the Jupiter system, and are the instantaneous osculating values at the precise J2000 epoch. Barycenter quantities are given because, in contrast to the planetary centre, they do not experience appreciable changes on a day-to-day basis from to the motion of the moons.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 Seidelmann P. Kenneth; Archinal B. A.; A’hearn M. F.; и др. (2007). „Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006“. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 90: 155–180. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. Посетено на 2007-08-28.
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 5,5 5,6 Refers to the level of 1 bar atmospheric pressure
  6. ↑ „NASA: Solar System Exploration: Planets: Jupiter: Facts & Figures“. Архивирано од изворникот на 2013-12-25. Посетено на 2009-02-09.
  7. ↑ 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“. HNSKY Planetarium Program. Архивирано од изворникот на 2011-08-10. Посетено на 2007-02-02.
  8. ↑ Anonymous (1983). „Probe Nephelometer“. Galileo Messenger. NASA/JPL (6). Посетено на 2007-02-12.
  9. ↑ „Јупитер“ — Дигитален речник на македонскиот јазик
  10. ↑ De Crespigny, Rafe. „Emperor Huan and Emperor Ling“ (PDF). Asian studies, Online Publications. Архивирано од изворникот (PDF) на September 7, 2006. Посетено на May 1, 2012. Xu Huang apparently complained that the astronomy office had failed to give them proper emphasis to the eclipse and to other portents, including the movement of the planet Jupiter (taisui). At his instigation, Chen Shou/Yuan was summoned and questioned, and it was under this pressure that his advice implicated Liang Ji.
  11. ↑ Stuart Ross Taylor (2001). Solar system evolution: a new perspective : an inquiry into the chemical composition, origin, and evolution of the solar system (2, illus., revised. изд.). Cambridge University Press. стр. 208. ISBN 978-0-521-64130-2.
  12. ↑ „Young astronomer captures a shadow cast by Jupiter: Bad Astronomy“. Discover Blogs. November 18, 2011. Архивирано од изворникот на 2013-07-02. Посетено на May 27, 2013. Не се допушта закосување или задебелување во: |work= (help)
  13. ↑ Saumon, D.; Guillot, T. (2004). „Shock Compression of Deuterium and the Interiors of Jupiter and Saturn“. The Astrophysical Journal. 609 (2): 1170–1180. arXiv:astro-ph/0403393. Bibcode:2004ApJ...609.1170S. doi:10.1086/421257.
  14. ↑ „The Jupiter Satellite and Moon Page“. June 2017. Архивирано од изворникот на 2018-05-31. Посетено на June 13, 2017.
  15. ↑ 15,0 15,1 Chang, Kenneth (July 5, 2016). „NASA's Juno Spacecraft Enters Jupiter's Orbit“. New York Times. Посетено на July 5, 2016.
  16. ↑ Chang, Kenneth (June 30, 2016). „All Eyes (and Ears) on Jupiter“. New York Times. Посетено на July 1, 2016.
  17. ↑ Konstantin Batygin (2015). „Jupiter's decisive role in the inner Solar System's early evolution“. Proceedings of the National Academy of Sciences. 112 (14): 4214–4217. arXiv:1503.06945. Bibcode:2015PNAS..112.4214B. doi:10.1073/pnas.1423252112. PMC 4394287. PMID 25831540. Архивирано од изворникот на 2015-07-01. Посетено на November 17, 2015.
  18. ↑ Illustration by NASA/JPL-Caltech (2015-03-24). „Observe: Jupiter, Wrecking Ball of Early Solar System“. nationalgeographic.com. Посетено на November 17, 2015.
  19. ↑ 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. 86 (A10): 8713–8720. Bibcode:1981JGR....86.8713G. doi:10.1029/JA086iA10p08713. hdl:2060/19810016480.
  20. ↑ Kunde, V.G.; и др. (September 10, 2004). „Jupiter's Atmospheric Composition from the Cassini Thermal Infrared Spectroscopy Experiment“. Science. 305 (5690): 1582–86. Bibcode:2004Sci...305.1582K. doi:10.1126/science.1100240. PMID 15319491. Посетено на April 4, 2007.
  21. ↑ 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. 64 (2): 233–48. Bibcode:1985Icar...64..233K. doi:10.1016/0019-1035(85)90201-5.
  22. ↑ 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. 272 (5263): 846–849. Bibcode:1996Sci...272..846N. doi:10.1126/science.272.5263.846. PMID 8629016.
  23. ↑ 23,0 23,1 von Zahn, U.; Hunten, D.M.; Lehmacher, G. (1998). „Helium in Jupiter's atmosphere: Results from the Galileo probe Helium Interferometer Experiment“. Journal of Geophysical Research. 103 (E10): 22815–22829. Bibcode:1998JGR...10322815V. doi:10.1029/98JE00695.
  24. ↑ Ingersoll, A.P.; Hammel, H.B.; Spilker, T.R.; Young, R.E. (June 1, 2005). „Outer Planets: The Ice Giants“ (PDF). Lunar & Planetary Institute. Посетено на February 1, 2007.
  25. ↑ MacDougal, Douglas W. (2012). Newton's Gravity. A Binary System Close to Home: How the Moon and Earth Orbit Each Other. Undergraduate Lecture Notes in Physics (англиски). Springer New York. стр. 193–211. doi:10.1007/978-1-4614-5444-1_10. ISBN 978-1-4614-5443-4. the barycenter is 743,000 km from the center of the sun. The Sun's radius is 696,000 km, so it is 47,000 km above the surface.
  26. ↑ 26,0 26,1 [се бара страница] Burgess, Eric (1982). By Jupiter: Odysseys to a Giant. New York: Columbia University Press. ISBN 978-0-231-05176-7.
  27. ↑ Shu, Frank H. (1982). The physical universe: an introduction to astronomy. Series of books in astronomy (12. изд.). University Science Books. стр. 426. ISBN 978-0-935702-05-7.
  28. ↑ Davis, Andrew M.; Turekian, Karl K. (2005). Meteorites, comets, and planets. Treatise on geochemistry. 1. Elsevier. стр. 624. ISBN 978-0-08-044720-9.
  29. ↑ Jean Schneider (2009). „The Extrasolar Planets Encyclopedia: Interactive Catalogue“. Paris Observatory.
  30. ↑ 30,0 30,1 Seager, S.; Kuchner, M.; Hier-Majumder, C.A.; Militzer, B. (2007). „Mass-Radius Relationships for Solid Exoplanets“. The Astrophysical Journal. 669 (2): 1279–1297. arXiv:0707.2895. Bibcode:2007ApJ...669.1279S. doi:10.1086/521346.
  31. ↑ How the Universe Works 3. Discovery Channel. 2014. 
  32. ↑ Guillot, Tristan (1999). „Interiors of Giant Planets Inside and Outside the Solar System“. Science. 286 (5437): 72–77. Bibcode:1999Sci...286...72G. doi:10.1126/science.286.5437.72. PMID 10506563. Посетено на August 28, 2007.
  33. ↑ 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. 406 (1): 158–71. Bibcode:1993ApJ...406..158B. doi:10.1086/172427.
  34. ↑ Queloz, Didier (November 19, 2002). „VLT Interferometer Measures the Size of Proxima Centauri and Other Nearby Stars“. European Southern Observatory. Посетено на January 12, 2007.
  35. ↑ 35,0 35,1 35,2 35,3 35,4 [се бара страница] Elkins-Tanton, Linda T. (2006). Jupiter and Saturn. New York: Chelsea House. ISBN 978-0-8160-5196-0.
  36. ↑ 36,0 36,1 36,2 36,3 Guillot, T.; Stevenson, D.J.; Hubbard, W.B.; Saumon, D. (2004). Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B. (уред.). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Chapter 3: The Interior of Jupiter. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-81808-7.
  37. ↑ Bodenheimer, P. (1974). „Calculations of the early evolution of Jupiter“. Icarus. 23. 23 (3): 319–25. Bibcode:1974Icar...23..319B. doi:10.1016/0019-1035(74)90050-5.
  38. ↑ Guillot, T.; Gautier, D.; Hubbard, W.B. (1997). „New Constraints on the Composition of Jupiter from Galileo Measurements and Interior Models“. Icarus. 130 (2): 534–539. arXiv:astro-ph/9707210. Bibcode:1997Icar..130..534G. doi:10.1006/icar.1997.5812.
  39. ↑ Various (2006). McFadden, Lucy-Ann; Weissman, Paul; Johnson, Torrence (уред.). Encyclopedia of the Solar System (2. изд.). Academic Press. стр. 412. ISBN 978-0-12-088589-3.
  40. ↑ 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. 3 (S249): 163–166. Bibcode:2008IAUS..249..163H. doi:10.1017/S1743921308016554.
  41. ↑ Lodders, Katharina (2004). „Jupiter Formed with More Tar than Ice“. The Astrophysical Journal. 611 (1): 587–597. Bibcode:2004ApJ...611..587L. doi:10.1086/421970.
  42. ↑ Kramer, Miriam (October 9, 2013). „Diamond Rain May Fill Skies of Jupiter and Saturn“. Space.com. Посетено на August 27, 2017.
  43. ↑ Kaplan, Sarah (August 25, 2017). „It rains solid diamonds on Uranus and Neptune“. The Washington Post. Посетено на August 27, 2017.
  44. ↑ Züttel, Andreas (September 2003). „Materials for hydrogen storage“. Materials Today. 6 (9): 24–33. doi:10.1016/S1369-7021(03)00922-2.
  45. ↑ Guillot, T. (1999). „A comparison of the interiors of Jupiter and Saturn“. Planetary and Space Science. 47 (10–11): 1183–200. arXiv:astro-ph/9907402. Bibcode:1999P&SS...47.1183G. doi:10.1016/S0032-0633(99)00043-4.
  46. ↑ Lang, Kenneth R. (2003). „Jupiter: a giant primitive planet“. NASA. Архивирано од изворникот на 2011-05-14. Посетено на January 10, 2007.
  47. ↑ Seiff, A.; Kirk, D.B.; Knight, T.C.D.; и др. (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. 103 (E10): 22857–22889. Bibcode:1998JGR...10322857S. doi:10.1029/98JE01766.
  48. ↑ Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име Miller Aylward Millward.
  49. ↑ 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). Lunar & Planetary Institute. Посетено на February 1, 2007.
  50. ↑ Watanabe, Susan, уред. (February 25, 2006). „Surprising Jupiter: Busy Galileo spacecraft showed jovian system is full of surprises“. NASA. Архивирано од изворникот на 2011-10-08. Посетено на February 20, 2007.
  51. ↑ Kerr, Richard A. (2000). „Deep, Moist Heat Drives Jovian Weather“. Science. 287 (5455): 946–947. doi:10.1126/science.287.5455.946b. Посетено на February 24, 2007.

Надворешни врски

[уреди | уреди извор]
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Јупитер&oldid=5273788“