Δίας (πλανήτης)
 Άποψη του Δία σε φυσικό χρώμα τον Απρίλιο του 2014[1] | |||||||||||||||
| Τροχιακά χαρακτηριστικά[6] | |||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| ΕποχήJ2000 | |||||||||||||||
| Αφήλιο | 5.45492 AU (816.04 Gm) | ||||||||||||||
| Περιήλιο | 4.95029 AU (740.55 Gm) | ||||||||||||||
Ημιάξονας τροχιάς | 5.20260 AU (778.299 Gm) | ||||||||||||||
| Εκκεντρότητα | 0.048498 | ||||||||||||||
| |||||||||||||||
Συνοδική περίοδος | 398.88 ημέρες[3] | ||||||||||||||
| 13.07 km/s[3] | |||||||||||||||
| 20.020° | |||||||||||||||
| Κλίση |
| ||||||||||||||
| 100.464° | |||||||||||||||
| 273.867° | |||||||||||||||
| Γνωστοίδορυφόροι | 95[5] | ||||||||||||||
| Φυσικά Χαρακτηριστικά | |||||||||||||||
Μέση ακτίνα | 69911±6 km[7] | ||||||||||||||
Ισημερινή ακτίνα | |||||||||||||||
Πολική ακτίνα | |||||||||||||||
| Πλάτυνση | 0.06487±0.00015 | ||||||||||||||
| Εμβαδόν επιφάνειας | |||||||||||||||
| Όγκος |
| ||||||||||||||
| Μάζα | |||||||||||||||
Μέσηπυκνότητα | 1.326 g/cm3[3] | ||||||||||||||
Βαρύτητα επιφάνειας | 24.79 m/s2[3] 2.528g | ||||||||||||||
Συντελεστής ροπής αδράνειας | 0.254[13](εκτίμηση) | ||||||||||||||
| 59.5 km/s[3] | |||||||||||||||
Αστρονομική περίοδος περιστροφής | 9.925 h[14](9 h 55 m 30 s) | ||||||||||||||
Ισημερινή ταχύτητα περιστροφής | 12.6 km/s 45300km/h | ||||||||||||||
Κλίση άξονα | 3.13° (to orbit)[3] | ||||||||||||||
Ορθή αναφοράβορείου πόλου | 268.057° 17h52m14s[7] | ||||||||||||||
Απόκλισηβορείου πόλου | 64.496°[7] | ||||||||||||||
| Λευκαύγεια | 0.343 (Bond) 0.52 (γεωμ.)[3] | ||||||||||||||
| |||||||||||||||
| −1.6to−2.94[3] | |||||||||||||||
Απόλυτο μέγεθος(H) | −9,4 | ||||||||||||||
| 29.8″ to 50.1″[3] | |||||||||||||||
| Ατμόσφαιρα[3] | |||||||||||||||
Επιφανειακήπίεση | 20–200kPa[15](επίπεδο νεφών) | ||||||||||||||
| 27 km | |||||||||||||||
| Σύνθεση ανά όγκο | κατά όγκο:
Πάγοι:
| ||||||||||||||
ΟΔίαςείναι ο μεγαλύτεροςπλανήτηςτουΗλιακού συστήματοςσε διαστάσεις καιμάζα.Είναι ο πέμπτος κατά σειρά πλανήτης ξεκινώντας από τονΉλιο.Στηναστρονομίαέχει το σύμβολο
.Είναι έναςγίγαντας αερίωνμεμάζαλίγο μικρότερη από το ένα χιλιοστό της ηλιακής, αλλά δυόμισι φορές μεγαλύτερη του αθροίσματος της μάζας των υπόλοιπων πλανητών του ηλιακού συστήματος. Ο Δίας, μαζί με τονΚρόνο,τονΟυρανόκαι τονΠοσειδώνα,αναφέρονται ως αέριοι γίγαντες.
Ο πλανήτης ήταν γνωστός από τους αστρονόμους της αρχαιότητας και συνδέθηκε με τη μυθολογία και τις θρησκευτικές πεποιθήσεις πολλών πολιτισμών. Οι Έλληνες και αργότερα οιΡωμαίοιονόμασαν τον πλανήτη από τον ελληνικό θεό Δία (Jupiter). Όταν φαίνεται από τη Γη, ο Δίας μπορεί να φτάσει σεφαινόμενο μέγεθος-2,95, καθιστώντας τον κατά μέσο όρο, το τρίτο φωτεινότερο αντικείμενο στον ουρανό τη νύχτα μετά από τηΣελήνηκαι τηνΑφροδίτη.ΟΆρηςμπορεί να ταιριάξει σε σύντομα χρονικά διαστήματα τη φωτεινότητα του Δία σε συγκεκριμένα σημεία της τροχιάς του.
Ο Δίας αποτελείται κυρίως απόυδρογόνο,με το ένα τέταρτο της μάζας να είναιήλιο.Μπορεί επίσης να έχει βραχώδη πυρήνα που αποτελείται από βαρύτερα στοιχεία. Λόγω της ταχείας περιστροφής του, το σχήμα του Δία είναι αυτό ενός πεπλατυσμένου σφαιροειδούς (έχει μια μικρή, αλλά σημαντική διόγκωση γύρω από τον ισημερινό). Η εξωτερική ατμόσφαιρα είναι εμφανώς χωρισμένη σε διάφορες ζώνες σε διάφορα γεωγραφικά πλάτη, με αποτέλεσμα αναταραχή και καταιγίδες κατά μήκος των ορίων αλληλεπίδρασής τους. Ένα σημαντικό αποτέλεσμα είναι ηΜεγάλη Ερυθρά Κηλίδα,μια τεράστια καταιγίδα που είναι γνωστό ότι υπήρχε τουλάχιστον από τον 17ο αιώνα, οπότε και παρατηρήθηκε για πρώτη φορά μετηλεσκόπιο.Γύρω από τον πλανήτη ένα αχνό πλανητικό σύστημα δακτυλίων και μια ισχυρήμαγνητόσφαιρα.Περιβάλλεται επίσης από τουλάχιστον 95 δορυφόρους,[5]συμπεριλαμβανομένων των τεσσάρων μεγάλωνφεγγαριών του Γαλιλαίου,όπως ονομάζονται τα φεγγάρια που ανακαλύφθηκαν από τον Γαλιλαίο το 1610. ΟΓανυμήδης,ο μεγαλύτερος από αυτά τα φεγγάρια, έχει διάμετρο μεγαλύτερη από εκείνη του πλανήτηΕρμή.
Δομή[Επεξεργασία|επεξεργασία κώδικα]
Ο Δίας είναι ένας γίγαντας αερίων. Είναι ο μεγαλύτερος πλανήτης του ηλιακού συστήματος. Είναι τόσο μεγάλος που θα μπορούσε να περιλάβει στο εσωτερικό του όλους τους άλλους πλανήτες του Ηλιακού συστήματος. Ημάζατου είναι 318 φορές μεγαλύτερη από τη μάζα τηςΓης,και 2,5 φορές μεγαλύτερη του συνόλου των πλανητών και δορυφόρων. Ο όγκος του είναι 1.321 φορές μεγαλύτερος από τον όγκο της Γης. Παρά ταύτα η πυκνότητά του είναι μόλις 1,33 έναντι της πυκνότητας της Γης που είναι 5,52 και κοντινή στην πυκνότητα τουΉλιου(1,4), λαμβάνοντας ως μονάδα την πυκνότητα του ύδατος. Η μέση διάμετρός του είναι 142.000 χλμ. Η ένταση του πεδίου βαρύτητας υπολογίζεται 2,5 φορές μεγαλύτερη της έντασης της Γης. Δέχεται δε από τον Ήλιο ποσότητα φωτός και θερμότητα ίση προς το 1/25 εκείνης που φθάνει στη Γη.
Σύνθεση[Επεξεργασία|επεξεργασία κώδικα]
Η ανώτερη ατμόσφαιρα του Δία αποτελείται από περίπου 88-92%υδρογόνοκαι τοήλιοαποτελεί 8-12% κατ 'όγκο τοις εκατό ή κλάσμα των μορίων του αερίου. Δεδομένου ότι ένα άτομο ηλίου έχει περίπου τέσσερις φορές μεγαλύτερη μάζα απ'ότι ένα άτομο υδρογόνου, η σύσταση αλλάζει όταν περιγράφεται ως αναλογία της μάζας που συνεισφέρουν τα διαφορετικά άτομα. Έτσι, η ατμόσφαιρα αποτελείται περίπου από 75% υδρογόνο και 24% ήλιο κατά μάζα, με το υπόλοιπο ένα τοις εκατό της μάζας να αποτελείται από άλλα στοιχεία. Το εσωτερικό περιέχει υλικά πυκνότερα έτσι ώστε η κατανομή να είναι περίπου 71% υδρογόνο, 24% ήλιο, και 5% άλλα στοιχεία κατά μάζα. Η ατμόσφαιρα περιέχει ίχνη μεθανίου,υδρατμών,αμμωνία,και ενώσεις με βάση τοπυρίτιο.Υπάρχουν επίσης ίχνη από άνθρακα,αιθάνιο,υδρόθειο,νέον,οξυγόνο,φωσφίνηκαιθείο.Το εξωτερικό στρώμα της ατμόσφαιρας περιέχει κατεψυγμένους κρυστάλλους αμμωνίας.[16][17]Μευπέρυθρεςκαιυπεριώδεις μετρήσεις,ίχνηβενζολίουκαι άλλων υδρογονανθράκων έχουν επίσης βρεθεί.[18]
Οι ατμοσφαιρικές αναλογίες υδρογόνου και ήλιου είναι πολύ κοντά στη θεωρητική σύνθεση του αρχέγονου ηλιακού νεφελώματος. Ωστόσο, το νέον στην ανώτερη ατμόσφαιρα αποτελεί μόνο τα 20 μέρη ανά εκατομμύριο κατά μάζα, η οποία είναι δέκα φορές μικρότερη από την αφθονία αυτού του στοιχείου στον Ήλιο.[19]Το ήλιο είναι επίσης εξαντλημένο, αν και είναι μόνο το 80% περίπου της σύνθεσης ηλίου του Ήλιου. Αυτή η εξάντληση μπορεί να είναι αποτέλεσμα της καθίζησης των στοιχείων αυτών στο εσωτερικό του πλανήτη.[20]Η αφθονία των βαρύτερων αδρανών αερίων στην ατμόσφαιρα του Δία είναι περίπου δύο έως τρεις φορές μεγαλύτερη από του Ήλιου.
Με βάση τη φασματοσκοπία, οΚρόνοςθεωρείται ότι έχει παρόμοια σύνθεση με τον Δία, αλλά οι άλλοι γίγαντες αερίου, οΟυρανόςκαι οΠοσειδώναςέχουν σχετικά πολύ λιγότερο υδρογόνο και ήλιο.[21]Ωστόσο, λόγω της έλλειψης εισόδου διαστημοπλοίων στην ατμόσφαιρα, ώστε να έχουμε μετρήσεις υψηλής ποιότητας, πιθανότατα τα βαρύτερα στοιχεία δεν είναι σε αφθονία στους εξωτερικούς πλανήτες πέρα από τον Δία.
Μάζα[Επεξεργασία|επεξεργασία κώδικα]
Ο Δίας έχει μάζα 2,5 φορές όσο η μάζα όλων των άλλων πλανητών του ηλιακού συστήματος μαζί - ως μέγεθος μάζας είναι τόσο μεγάλο, ώστε τοβαρύκεντροτου συστήματος Δία - Ήλιου βρίσκεται επάνω από την επιφάνεια του Ήλιου σε απόσταση 1,068 ηλιακές ακτίνες από το κέντρο του Ήλιου. Αν και αυτός ο πλανήτης κάνει τη Γη να μοιάζει με νάνο, με διάμετρο 11 φορές μεγαλύτερη, είναι πολύ λιγότερο πυκνός. Ο όγκος του Δία είναι ίσος με 1.321 το γήινο, αλλά ο πλανήτης είναι μόνο 318 φορές βαρύτερος από τη Γη.[3][22]Ο Δίας έχει ακτίνα ίση με 0,10 φορές την ακτίνα του Ήλιου,[23]και έχει μάζα 0.001 φορές τη μάζα του ήλιου, κάνοντας τους να έχουν περίπου ίση πυκνότητα.[24]Η "μάζα του Δία» (MJ ή MJup) χρησιμοποιείται συχνά ως μονάδα για την περιγραφή μάζας των άλλων αντικειμένων, ιδιαίτερα για εξωηλιακούςπλανήτεςκαικαφέ νάνους.Έτσι, για παράδειγμα, η μάζα του εξωηλιακού πλανήτη HD 209458 b είναι 0,69 MJ, ενώ ο COROT-7b έχει μάζα 0,015 MJ.[25]
Εσωτερική δομή[Επεξεργασία|επεξεργασία κώδικα]
Ο Δίας θεωρείται ότι αποτελείται από ένα πυκνό πυρήνα με ένα μείγμα στοιχείων, ένα στρώμα υγρού μεταλλικού υδρογόνου με λίγο ήλιο που τον περιβάλλει, και ένα εξωτερικό στρώμα κυρίως από μοριακόυδρογόνο.Πέραν αυτής της βασικής διάρθρωσης, υπάρχει ακόμα μεγάλη αβεβαιότητα. Ο πυρήνας συχνά περιγράφεται ως βραχώδης, αλλά κάθε λεπτομέρεια στη σύνθεση του είναι άγνωστη, όπως και οι ιδιότητες των υλικών σε θερμοκρασίες και πιέσεις σε τέτοια βάθη. Το1997,είχε προταθεί από βαρυτικές μετρήσεις, ότι ο πυρήνας του Δία έχει 12 έως 45 φορές τη μάζα της Γης, ή περίπου το 3% -15% της συνολικής Μάζας του Δία.[26]Η παρουσία του πυρήνα κατά τη διάρκεια τουλάχιστον ενός μέρους της ιστορίας του Δία προτείνεται από τα μοντέλα του πλανητικού σχηματισμού που αφορούν την αρχική σύσταση ενός βραχώδους ή παγωμένου πυρήνα που είναι αρκετά ογκώδης για να συλλέξει μέρος του όγκου από υδρογόνο και ήλιο από το πρωτοηλιακό νεφέλωμα. Αν υποθέσουμε ότι υπήρχε, μπορεί να έχει συρρικνωθεί καθώς ρεύματα μεταφοράς θερμού υγρού μεταλλικού υδρογόνου αναμίχθηκαν με τον λιωμένο πυρήνα και μετέφεραν το περιεχόμενό του σε υψηλότερα επίπεδα στο πλανητικό εσωτερικό. Ο πυρήνας μπορεί τώρα να απουσιάζει εντελώς, καθώς οι μετρήσεις δεν είναι ακόμα αρκετά ακριβείς ώστε να αποκλειστεί η δυνατότητα αυτή.[27]
Ατμόσφαιρα[Επεξεργασία|επεξεργασία κώδικα]
Η ατμόσφαιρα του Δία είναι η μεγαλύτερη στο ηλιακό σύστημα, καθώς εκτείνεται σε πλάτος μεγαλύτερο των 5.000 χιλιομέτρων.[28][29]Επειδή ο Δίας δεν έχει επιφάνεια, η βάση της ατμόσφαιρας θεωρείται το σημείο στο οποίο η ατμοσφαιρική πίεση ισούται με 10 bar.[28]
Ατμοσφαιρικά χαρακτηριστικά[Επεξεργασία|επεξεργασία κώδικα]
Με τοτηλεσκόπιοδεν φαίνεται η επιφάνεια του πλανήτη, αλλά η πυκνήατμόσφαιραπου τον περιβάλλει και η οποία παρουσιάζει πλατιές σκοτεινές ταινίες, παράλληλες προς τονισημερινότου πλανήτη, που διαχωρίζονται από φωτεινές ζώνες. Η φωτεινότητα, το πλάτος και η θέση των ζωνών αλλάζουν συνέχεια όψη και εύρος, στο διάστημα ενός έτους. Η εναλλαγή σκοτεινών και φωτεινών ζωνών αντιπροσωπεύει περιοχές όπου αέρια ανεβαίνουν προς τα πάνω στην ατμόσφαιρα του Δία και άλλες όπου κατεβαίνουν προς τα κάτω. Η ατμόσφαιρα του Δία όπως και των άλλων τριών γιγάντων αερίων, περιέχει υδρογόνο περίπου 78%,ήλιο11%, με το υπόλοιπο 1% να αποτελείται απόαμμωνία,μεθάνιο,νερόκαι άλλες ενώσεις όπως τοαιθάνιο,τοακετυλένιοκαι τουδροκυάνιο.Η θερμοκρασία στην κορυφή των νεφών είναι -130 έως -140 βαθμοί Κελσίου. Σε αυτές τις θερμοκρασίες το νερό και η αμμωνία βρίσκονται σε μορφήπάγου.Χαμηλότερα όμως τόσο η πίεση όσο και θερμοκρασία αυξάνονται.
Η Μεγάλη ερυθρά κηλίδα και άλλες καταιγίδες[Επεξεργασία|επεξεργασία κώδικα]
Το εντυπωσιακότερο χαρακτηριστικό της ατμόσφαιρας του Δία είναι η Μεγάλη Ερυθρά (κόκκινη) Κηλίδα, που έχει διάμετρο τετραπλάσια της Γης. Είναι ένας μόνιμοςαντικυκλώνας,που βρίσκεται 22 μοίρες νοτίως του ισημερινού. Καλύπτει περίπου το 1% της επιφάνειας του Δία, και φαίνεται να μετατοπίζεται αργά. Το χρώμα της και ο χρόνος περιστροφής της αλλάζουν με την πάροδο των χρόνων. Υποστηρίζεται πως η Μεγάλη Ερυθρά Κηλίδα, είναι μια τεράστια καταιγίδα, ένας αντικυκλώνας, που διαρκεί 300 χρόνια μέχρι σήμερα, ή νησίδα ατμοσφαιρικής ύλης μεταξύ υγρής και αεριώδους κατάστασης. Το2005μια ακόμα μεγάλου μεγέθους κηλίδα, ηΜικρή κόκκινη κηλίδαέκανε την εμφάνισή της κοντά στη μεγάλη. Παρόμοιοι σχηματισμοί έχουν παρατηρηθεί και στους άλλους αέριους γίγαντες πλανήτες, και υπάρχουν σε μεγάλους αριθμούς και στην ατμόσφαιρα του Δία. Ωστόσο, δεν έχουν το μέγεθος και τη διάρκεια της μεγάλης κόκκινης κηλίδας.
Δακτύλιοι[Επεξεργασία|επεξεργασία κώδικα]
Ο Δίας έχει ένα αμυδρό πλανητικό σύστημα δακτυλίων που αποτελείται από τρία κύρια τμήματα: τον εσωτερικό δακτύλιο σωματιδίων, γνωστό ως φωτοστέφανο, ένα σχετικά φωτεινό κύριο δακτύλιο, και ένα εξωτερικό αραχνοΰφαντο δακτύλιο.[30]Αυτοί οι δακτύλιοι φαίνεται να έχουν προέλθει από σκόνη, αντί πάγο όπως συμβαίνει με τους δακτυλίους του Κρόνου. Ο κύριος δακτύλιος είναι πιθανώς κατασκευασμένος από υλικό που εκτινάσσεται από τους δορυφόρουςΑδράστειακαιΜήτις.Το υλικό που κανονικά θα επέστρεφε πίσω στον δορυφόρο τραβιέται σε τροχιά γύρω από τον Δία λόγω της ισχυρής βαρυτικής επιρροής του. Η τροχιά του υλικού στρέφει προς τον Δία και νέο υλικό προστίθεται από επόμενες συγκρούσεις.[31]Με παρόμοιο τρόπο, οι δορυφόροιΘήβηκαιΑμάλθειαπαράγουν ίσως τις δύο ξεχωριστές συνιστώσες του σκονισμένου αραχνοΰφαντου δακτυλίου.[31]Υπάρχουν επίσης αποδεικτικά στοιχεία ενός βραχώδη δακτυλίου κατά μήκος της τροχιάς της Αμάλθειας, ο οποίος μπορεί να αποτελείται από συντρίμμια από τον δορυφόρο.[32]
Μαγνητικό πεδίο[Επεξεργασία|επεξεργασία κώδικα]
Ο Δίας έχει ισχυρότατομαγνητικό δίπολο,14 φορές ισχυρότερο από εκείνο της Γης, με ισχύ 4,2γκάουςστον ισημερινό και 10 με 14 στους πόλους.[33]Κινήσεις αγώγιμων στοιχείων μέσα στο μεταλλικό υδρογόνο σχηματίζουν έναμαγνητικό πεδίο,το οποίο παγιδεύει τα ιονισμένα σωματίδια τουηλιακού ανέμου.Η μαγνητόσφαιρά του, δηλαδή το μαγνητισμένο περιβάλλον του, σχηματίζεται γύρω του καθώς το μαγνητικό του πεδίο αλληλεπιδρά με τον ηλιακό άνεμο, αυτό το ταχύτατο, μαγνητισμένο και ιονισμένο αέριο που εκπέμπει συνεχώς ο Ήλιος στον διαπλανητικό χώρο με τεράστια ταχύτητα.
Διπολικά πεδία και μαγνητόσφαιρες έχουν η Γη, οΚρόνοςκαι οι άλλοι γίγαντες πλανήτες. Η μαγνητόσφαιρα του Δία μοιάζει με γιγάντια σφαιρική σταγόνα προς τον Ήλιο με ακτίνα 100 έως 150 ακτίνες του Δία, και ατρακτοειδής προς τη σκοτεινή πλευρά που εκτείνεται ίσως και πέρα από μία αστρονομική μονάδα. Ο Δίας έχει έντονες ζώνες ακτινοβολίας (Ζώνες Βαν Άλεν) και εμφανίζεται πολικό σέλας όπως στη Γη. Η έκταση της μαγνητόσφαιρας αυξομειώνεται, καθώς μεταβάλλεται η πίεση του ηλιακού ανέμου και κάποια σωμάτια (ενεργητικά ηλεκτρόνια) που επιταχύνονται από τη μαγνητόσφαιρα φθάνουν έως τη Γη, όπου τα παρατηρούν τα διαστημόπλοια όταν υπάρχει μαγνητική σύνδεση με τον Δία μέσω του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου κάθε δεκατρείς μήνες.
Τροχιά[Επεξεργασία|επεξεργασία κώδικα]
Η απόστασή του από τη Γη κυμαίνεται ανάμεσα στα 591.000.000 χλμ. και 965.000.000 χλμ. (περίπου ± 5,2 α.μ.). Περιστρέφεται πάρα πολύ γρήγορα γύρω από τον άξονά του, περίπου σε 10 ώρες, πιο γρήγορα από όλους τους πλανήτες. Για την ακρίβεια περιστρέφεται σε 9 ώρες και 51 λεπτά. Με αυτό τον ρυθμό της περιστροφής, ο Δίας, που είναι φτιαγμένος κατά κύριο λόγο από αέριουδρογόνοπαρουσιάζει πλάτυνση ίση προς 1/15. Ο χρόνος που χρειάζεται για μια περιφορά γύρω από τον Ήλιο είναι περίπου 12 γήινα χρόνια (11 έτη και 315 ημέρες Γης).
Δορυφόροι[Επεξεργασία|επεξεργασία κώδικα]
Έχει επιβεβαιωθεί η ύπαρξη 95[5]δορυφόρων διαφόρων μεγεθών σε τροχιά γύρω από τον Δία από τους οποίους οι τέσσεριςΓανυμήδης,Καλλιστώ,ΙώκαιΕυρώπηανακαλύφθηκαν από τονΓαλιλαίοόταν παρατήρησε τον ουρανό με το τηλεσκόπιό του το1610,είναι πολύ μεγάλοι με διάμετρο από 4.980 έως 2.880 χλμ. Οι δύο πρώτοι είναι μεγαλύτεροι τηςΣελήνης.Αυτοί οι τέσσερις φαίνονται με απλά κιάλια κατά τη διεύθυνση του ισημερινού του πλανήτη.
Κατά την κίνησή τους περί τον Δία άλλοτε υφίστανται "εκλείψεις", άλλοτε "διαβάσεις" (προ του δίσκου του Δία) και άλλοτε "επιπροσθήσεις".
Ονόματα μερικών από τους υπόλοιπους δορυφόρους είναι:Αμάλθεια,Ιμαλία,Ελάρα,Πασιφάη,Σινώπη,Λυσιθέα,Κάρμη,Ανάγκη,Λήδα,Θήβη,Αδράστεια,Μήτις,Καλλιρρόη,Θεμιστώ,Μεγακλείτη,Ταϋγέτη,Χαλδήνη,Αρπαλύκη,Καλύκη,Ιοκάστη,Ερινόμη,Ισονόη,Πραξιδίκη,Αυτονόη,Θυώνη,Ερμίππη,Αίτνη,Ευρυδόμη,Ευάνθη,Ευπορία,Ορθωσία,Σπονδή,Καλή,Πασιθέα,Ηγεμόνη,Μνήμη,Αοιδή,Θελξινόη,Αρχή,Καλλιχόρη,Ελίκη,Καρπώ,Ευκελάδη,Κυλλήνη,Κόρη.
Ιστορικά παραλειπόμενα[Επεξεργασία|επεξεργασία κώδικα]
Στις13 Ιανουαρίου,του1610όταν ανακαλύφθηκε και ο τέταρτος δορυφόρος του Δία, ο Γαλιλαίος ονόμασε αυτούς «Πλανήτες των Μεδίκων».
ΟΓερμανόςαστρονόμοςΜάγερ Σίμωνή Μάριος ισχυριζόταν πως εκείνος είναι ο πρώτος που παρατήρησε τους εν λόγω δορυφόρους την27η Δεκεμβρίουτου1609και ονόμασε, εκ λάθους του, αυτούς «Αστέρες του Βρανδεμβούργου» και ακολούθως έδωσε σε κάθε ένα ιδιαίτερο όνομα από τηνελληνική μυθολογίακαλώντας Γανυμήδη τον ένα εξ αυτών. Παρά ταύτα επεκράτησε ο Γαλιλαίος.
Με την ανακάλυψη αυτών των δορυφόρων αποδείχθηκε για πρώτη φορά ότι η Γη δεν είναι το κέντρο του Σύμπαντος, όπως πιστευόταν έως τότε, αφού υπήρχαν τέσσερα, έστω μικρά, ουράνια σώματα που περιφέρονταν γύρω από τον Δία. Αυτό οδήγησε στην εγκαθίδρυση και αποδοχή του ηλιοκεντρικού συστήματος που πρωτοδιατύπωσε οΑρίσταρχος ο Σάμιοςκαι επανέφερε οΚοπέρνικοςλίγο πριν τον Γαλιλαίο.
Οι εκλείψεις της Ιούς χρησίμευσαν στον Ραίμερ (Roemer) για τον προσδιορισμό τηςταχύτητας του φωτός.
Πιθανότητα ζωής[Επεξεργασία|επεξεργασία κώδικα]
Κανένας λόγος περί ζωής, ανάλογης με τη γήινη, δεν είναι δυνατόν να προταθεί προκειμένου για τον πλανήτη Δία. Το 1976 οΑμερικανόςφυσικόςΚαρλ Σαγκάνπρότεινε ότι μορφές ζωής με οργανική χημεία που βασίζονται στην υγρή αμμωνία (και όχι στο νερό όπως γίνεται στη Γη) θα μπορούσαν να επιβιώσουν στα ανώτερα στρώματα της ατμόσφαιρας του Δία. Ο Σαγκάν βάσισε την άποψη του στην οικολογία των γήινων θαλασσών όπου υπάρχειφυτοπλαγκτόνστα ανώτερα στρώματα, πιο χαμηλάψάριαπου τρέφονται από τοπλαγκτόνκαι στα χαμηλότερα βάθη κυνηγοί που τρέφονται με τα ψάρια.
Αστρονομική ναυτιλία[Επεξεργασία|επεξεργασία κώδικα]
Ο πλανήτης Δίας περιλαμβάνεται στους λεγόμενουςναυτιλιακούς πλανήτες,οι οποίοι λαμβάνονται υπόψη σε μετρήσεις για τις ανάγκες επίλυσης προβλημάτων προσδιορισμούγεωγραφικού στίγματος.
Σημειώσεις και Παραπομπές[Επεξεργασία|επεξεργασία κώδικα]
- ↑Η εικόνα τραβήχτηκε από τοΔιαστημικό τηλεσκόπιο Χαμπλμε χρήση τηςWide Field Camera 3,στις 21 Απριλίου 2014. Η ατμόσφαιρα του Δία και η εμφάνισή της αλλάζει σταθερά, συνεπώς η τωρινή της εμφάνιση ενδεχομένως δεν μοιάζει με αυτήν που είχε όταν τραβήχτηκε η φωτογραφία. Ωστόσο στην εικόνα φαίνονται κάποια σταθερά χαρακτηριστικά όπως ημεγάλη ερυθρά κηλίδακάτω δεξιά, και η αναγνωρίσιμη ταινιωτή εμφάνιση του πλανήτη.
- ↑Seligman, Courtney.«Rotation Period and Day Length».Ανακτήθηκε στις 13 Αυγούστου 2009.
- ↑3,003,013,023,033,043,053,063,073,083,093,103,113,123,133,14Williams, David R. (16 Νοεμβρίου 2004).«Jupiter Fact Sheet».NASA.Ανακτήθηκε στις 8 Αυγούστου 2007.
- ↑«The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter».3 Απριλίου 2009. Αρχειοθετήθηκεαπό το πρωτότυποστις 14 Μαΐου 2009.Ανακτήθηκε στις 10 Απριλίου 2009.(produced withSolex 10Αρχειοθετήθηκε2008-12-20 στοWayback Machine.written by Aldo Vitagliano;
- ↑5,05,15,2Sheppard, Scott S.«Moons of Jupiter».Earth & Planets Laboratory.Carnegie Institution for Science.Αρχειοθετήθηκεαπό το πρωτότυπο στις 24 Απριλίου 2019.Ανακτήθηκε στις 20 Δεκεμβρίου 2022.
- ↑Simon, J.L.; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G.; Laskar, J. (Φεβρουάριος 1994). «Numerical expressions for precession formulae and mean elements for the Moon and planets».Astronomy and Astrophysics282(2): 663–683.Bibcode:1994A&A...282..663S.
- ↑7,07,17,27,3Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, Brent A.; A'Hearn, Michael F.και άλλοι.(2007).«Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006».Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy98(3): 155–180.doi:.Bibcode:2007CeMDA..98..155S.https://archive.org/details/sim_celestial-mechanics-and-dynamical-astronomy_2007_98_3/page/155.
- ↑αναφέρεται σε επίπεδο ατμοσφαιρικής πίεσης 1 bar
- ↑Ατμοσφαιρική πίεση 1bar
- ↑Ατμοσφαιρική πίεση 1bar
- ↑«Solar System Exploration: Jupiter: Facts & Figures».NASA.7 Μαΐου 2008. Αρχειοθετήθηκεαπό το πρωτότυποστις 25 Δεκεμβρίου 2013.Ανακτήθηκε στις 29 Αυγούστου 2010.
- ↑«Astrodynamic Constants».JPL Solar System Dynamics. 27 Φεβρουαρίου 2009.Ανακτήθηκε στις 8 Αυγούστου 2007.
- ↑de Pater, Imke· Lissauer, Jack J. (2015).Planetary Sciences(2nd updated έκδοση). New York: Cambridge University Press. σελ. 250.ISBN978-0521853712.
- ↑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. Αρχειοθετήθηκεαπό το πρωτότυποστις 10 Αυγούστου 2011.Ανακτήθηκε στις 2 Φεβρουαρίου 2007.
- ↑Anonymous (March 1983).«Probe Nephelometer».Galileo Messenger(NASA/JPL) (6). Αρχειοθετήθηκε απότο πρωτότυποστις 2009-07-19.https://web.archive.org/web/20090719111109/http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/messenger/oldmess/2Probe.html.Ανακτήθηκε στις February 12, 2007.
- ↑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 Research86:8713–8720.doi:.http://adsabs.harvard.edu/abs/1981JGR....86.8713G.Ανακτήθηκε στις 2007-08-28.
- ↑V. G. Kunde1; F. M. Flasar; D. E. Jennings; B. Bézard; D. F. Strobelκαι άλλοι.(2004-09-10).«Jupiter's Atmospheric Composition from the Cassini Thermal Infrared Spectroscopy Experiment».Science305(5690): 1582–1586.doi:.PMID15319491.http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/305/5690/1582.Ανακτήθηκε στις 2007-04-04.
- ↑Kim, S. J.; Caldwell, J.; Rivolo, A. R.; Wagner, R. (1985).«Infrared Polar Brightening on Jupiter III. Spectrometry from the Voyager 1 IRIS Experiment».Icarus64:233–248.doi:.http://adsabs.harvard.edu/abs/1985Icar...64..233K.Ανακτήθηκε στις 2007-08-28.
- ↑Niemann, H. B.; Atreya, S. K.; Carignan, G. R.; Donahue, T. M.; Haberman, J. A.και άλλοι.(1996).«The Galileo Probe Mass Spectrometer: Composition of Jupiter's Atmosphere».Science272(5263): 846–849.doi:.PMID8629016.http://adsabs.harvard.edu/abs/1996Sci...272..846N.Ανακτήθηκε στις 2007-02-19.
- ↑Mahaffy, Paul.«Highlights of the Galileo Probe Mass Spectrometer Investigation».NASA Goddard Space Flight Center, Atmospheric Experiments Laboratory. Αρχειοθετήθηκεαπό το πρωτότυποστις 10 Απριλίου 2009.Ανακτήθηκε στις 6 Ιουνίου 2007.
- ↑Ingersoll, A. P.· Hammel, H. B.· Spilker, T. R.· Young, R. E. (1 Ιουνίου 2005).«Outer Planets: The Ice Giants»(PDF).Lunar & Planetary Institute.Ανακτήθηκε στις 1 Φεβρουαρίου 2007.
- ↑Burgess, Eric (1982).By Jupiter: Odysseys to a Giant.New York: Columbia University Press.ISBN0-231-05176-X.
- ↑Shu, Frank H. (1982).The physical universe: an introduction to astronomy.Series of books in astronomy (12η έκδοση). University Science Books. σελ.426.ISBN0935702059.
- ↑Davis, Andrew M.· Turekian, Karl K. (2005).Meteorites, comets, and planets.Treatise on geochemistry,.1.Elsevier. σελ. 624.ISBN0080447201.
- ↑Jean Schneider (2009).The Extrasolar Planets Encyclopedia: Interactive Catalogue.Paris Observatory.
- ↑Guillot, T.; Gautier, D.; Hubbard, W. B. (1997).«New Constraints on the Composition of Jupiter from Galileo Measurements and Interior Models».Icarus130:534–539.doi:.http://adsabs.harvard.edu/abs/1997astro.ph..7210G.Ανακτήθηκε στις 2007-08-28.
- ↑Various (2006). McFadden, Lucy-Ann· Weissman, Paul· Johnson, Torrence, επιμ.Encyclopedia of the Solar System(2η έκδοση). Academic Press. σελ.412.ISBN0120885891.
- ↑28,028,1Alvin Seiff; Donn B. Kirk; Tony C. D. Knight; Richard E. Youngκαι άλλοι.(1998). «Thermal structure of Jupiter's atmosphere near the edge of a 5-μm hot spot in the north equatorial belt».Journal of Geophysical Research103:22857–22889.doi:.Bibcode:1998JGR...10322857S.
- ↑*Miller, S.; Aylword, A.; Milliword, G. (2005). «Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: the Importance of Ion-Neutral Coupling».Space Science Reviews116:319–343.doi:.Bibcode:2005SSRv..116..319M.
- ↑Showalter, M.A.; Burns, J.A.; Cuzzi, J. N.; Pollack, J. B. (1987).«Jupiter's ring system: New results on structure and particle properties».Icarus69(3): 458–98.doi:.http://adsabs.harvard.edu/abs/1987Icar...69..458S.Ανακτήθηκε στις 2007-08-28.
- ↑31,031,1Joseph A. Burns1; Mark R. Showalter; Douglas P. Hamilton; Philip D. Nicholson; Imke de Pater; Maureen E. Ockert-Bell; Peter C. Thomas (1999).«The Formation of Jupiter's Faint Rings».Science284(5417): 1146–1150.doi:.PMID10325220.http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Sci...284.1146B.Ανακτήθηκε στις 2007-08-28.
- ↑Fieseler, P.D. (2004).«The Galileo Star Scanner Observations at Amalthea».Icarus169(2): 390–401.doi:.http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Icar..169..390F.Ανακτήθηκε στις 2009-08-22.
- ↑Gierasch, Peter J.· Nicholson, Philip D. (2004).«Jupiter».World Book @ NASA. Αρχειοθετήθηκεαπό το πρωτότυποστις 5 Ιανουαρίου 2005.Ανακτήθηκε στις 10 Αυγούστου 2006.
Εξωτερικοί σύνδεσμοι[Επεξεργασία|επεξεργασία κώδικα]
- Jovian Satellite Fact Sheet(Αγγλικά)
- Λίστα Δορυφόρων του Δία(Αγγλικά)
| |||||||||||||||||||||||||||||
|
