Ten artykuł dotyczy planety. Zapoznaj się również z: inne znaczenia tego słowa.

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

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

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

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

Struktura

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

Skład atmosfery

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

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

Na podstawie spektroskopii, uważa się że Saturn ma skład podobny do Jowisza, ale dalsze planety-olbrzymy, Uran i Neptun, zawierają znacznie mniej wodoru i helu. Ze względu na brak badań przeprowadzonych przez próbniki atmosferyczne, brak jest szczegółowych danych dotyczących planet krążących dalej niż Saturn.

Masa

Porównanie wielkości Ziemi i Jowisza, w tym Wielkiej Czerwonej Plamy

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

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

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

Budowa wewnętrzna

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

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

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

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

Ponad warstwą metalicznego wodoru znajduje się przejrzysta wewnętrzna atmosfera, w której znajduje się ciekły i gazowy wodór; warstwa gazowa rozciąga się od podstawy chmur do głębokości około 1000 km. Zamiast wyraźnej granicy lub powierzchni między różnymi fazami wodoru, gaz prawdopodobnie płynnie przechodzi w ciecz. Taka sytuacja ma miejsce, gdy temperatura jest wyższa od temperatury krytycznej substancji, która dla wodoru jest równa 33 K.

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

Atmosfera

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

Warstwy chmur

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

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

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

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

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

Burze

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

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

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

Burze takie jak ta występują powszechnie w atmosferze gazowego giganta. Na Jowiszu występują również białe i brązowe owale, które nie posiadają nazwy. Na białe owale składają się zwykle stosunkowo chłodne chmury, położone w górnych warstwach atmosfery. Owale brązowe są cieplejsze i znajdują się na „normalnym” poziomie chmur. Takie burze mogą trwać zaledwie kilka godzin, ale mogą również istnieć przez setki lat.

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

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

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

Pierścienie Jowisza

 Osobny artykuł: Pierścienie Jowisza.

Pierścienie Jowisza

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

Magnetosfera

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

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

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

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

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