Μετάβαση στο περιεχόμενο

Δίας (πλανήτης)

Επεξεργασία συνδέσμων
Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Δίας ♃
Εικόνα του Δία από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble
Άποψη του Δία σε φυσικό χρώμα τον Απρίλιο του 2014 [1]
Τροχιακά χαρακτηριστικά[6]
Εποχή J2000
Αφήλιο5.45492 AU (816.04 Gm)
Περιήλιο4.95029 AU (740.55 Gm)
Ημιάξονας τροχιάς
5.20260 AU (778.299 Gm)
Εκκεντρότητα0.048498
  • 11.8618 ιουλιανά έτη
  • 4332.59 ημέρες
  • 10475.8 ηλιακές ημέρες Δία[2]
Συνοδική περίοδος
398.88 ημέρες[3]
13.07 km/s[3]
20.020°
Κλίση
100.464°
273.867°
Γνωστοί δορυφόροι95[5]
Φυσικά Χαρακτηριστικά
Μέση ακτίνα
69911±6 km [7]
Ισημερινή ακτίνα
Πολική ακτίνα
  • 66854±10 km [9]
  • 10.517 φορές της Γης
Πλάτυνση0.06487±0.00015
Εμβαδόν επιφάνειας
  • 6.1419×1010 km2[9][10]
  • 121.9 φορές της Γης
Όγκος
  • 1.4313×1015 km3[3]
  • 1321 της Γης
Μάζα
  • 1.8986×1027 kg[3]
  • 317.8 φορές της Γης
  • 1/1047 του Ήλιου[11]
1.326 g/cm3[3]
Βαρύτητα επιφάνειας
24.79 m/s2[3]
2.528 g
Συντελεστής ροπής αδράνειας
0.254[12] (εκτίμηση)
59.5 km/s[3]
Αστρονομική περίοδος περιστροφής
9.925 h[13] (9 h 55 m 30 s)
Ισημερινή ταχύτητα περιστροφής
12.6 km/s
45300 km/h
Κλίση άξονα
3.13° (to orbit)[3]
Ορθή αναφορά βορείου πόλου
268.057°
17h 52m 14s[7]
Απόκλιση βορείου πόλου
64.496°[7]
Λευκαύγεια0.343 (Bond)
0.52 (γεωμ.)[3]
Επιφανειακή θερμοκρασία min mean max
επίπεδο 1 bar 165 K (−108 °C)[3]
0.1 bar 112 K[3]
−1.6 to −2.94[3]
Απόλυτο μέγεθος (H)
−9,4
29.8″ to 50.1″[3]
Ατμόσφαιρα[3]
Επιφανειακή πίεση
20–200 kPa[14] (επίπεδο νεφών)
27 km
Σύνθεση ανά όγκοκατά όγκο:
89.8±2.0% υδρογόνο (H2)
10.2±2.0% ήλιο (He)
≈ 0.3% μεθάνιο (CH4)
≈ 0.026% αμμωνία (NH3)
≈ 0.003% δευτερίδιο του υδρογόνου (HD)
0.0006% αιθάνιο (C2H6)
0.0004% νερό (H2O)

Πάγοι:

Ο Δίας είναι ο μεγαλύτερος πλανήτης του Ηλιακού συστήματος σε διαστάσεις και μάζα. Είναι ο πέμπτος κατά σειρά πλανήτης ξεκινώντας από τον Ήλιο. Στην αστρονομία έχει το σύμβολο. Είναι ένας γίγαντας αερίων με μάζα λίγο 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 τον Κρόνο, τον Ουρανό και τον Ποσειδώνα, 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 οι Ρωμαίοι ονόμασαν τον πλανήτη από τον ελληνικό θεό Δία (Jupiter). Όταν φαίνεται από τη Γη, ο Δίας μπορεί να φτάσει σε φαινόμενο μέγεθος -2,95, καθιστώντας τον κατά μέσο όρο, το τρίτο φωτεινότερο αντικείμενο στον ουρανό τη νύχτα μετά από τη Σελήνη και την Αφροδίτη. Ο Άρης μπορεί να ταιριάξει σε σύντομα χρονικά διαστήματα τη φωτεινότητα του Δία σε συγκεκριμένα σημεία της τροχιάς του.

Ο Δίας αποτελείται κυρίως από υδρογόνο, με το ένα τέταρτο της μάζας να είναι ήλιο. 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 η Μεγάλη Ερυθρά Κηλίδα, μια τεράστια καταιγίδα που είναι γνωστό ότι υπήρχε τουλάχιστον από τον 17ο αιώνα, οπότε και παρατηρήθηκε για πρώτη φορά με τηλεσκόπιο. Γύρω από τον πλανήτη ένα αχνό πλανητικό σύστημα δακτυλίων και μια ισχυρή μαγνητόσφαιρα. Περιβάλλεται επίσης από τουλάχιστον 95 δορυφόρους,[5] συμπεριλαμβανομένων των τεσσάρων μεγάλων φεγγαριών του Γαλιλαίου, όπως ονομάζονται τα φεγγάρια που ανακαλύφθηκαν από τον Γαλιλαίο το 1610. Ο Γανυμήδης, ο μεγαλύτερος από αυτά τα φεγγάρια, έχει διάμετρο μεγαλύτερη από εκείνη του πλανήτη Ερμή.

Δομή

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Σύγκριση Γης και Δία

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. Η μάζα του είναι 318 φορές μεγαλύτερη από τη μάζα της Γης, 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 του Ήλιου(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% υδρογόνο και το ήλιο αποτελεί 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 το πυρίτιο. Υπάρχουν επίσης ίχνη από άνθρακα, αιθάνιο, υδρόθειο, νέον, οξυγόνο, φωσφίνη και θείο. Το εξωτερικό στρώμα της ατμόσφαιρας περιέχει κατεψυγμένους κρυστάλλους αμμωνίας.[15][16] Με υπέρυθρες και υπεριώδεις μετρήσεις, ίχνη βενζολίου και άλλων υδρογονανθράκων έχουν επίσης βρεθεί.[17]

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.[18] 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.[19] Η αφθονία των βαρύτερων αδρανών αερίων στην ατμόσφαιρα του Δία είναι περίπου δύο έως τρεις φορές μεγαλύτερη από του Ήλιου.

Με βάση τη φασματοσκοπία, ο Κρόνος θεωρείται ότι έχει παρόμοια σύνθεση με τον Δία, αλλά οι άλλοι γίγαντες αερίου, ο Ουρανός και ο Ποσειδώνας έχουν σχετικά πολύ λιγότερο υδρογόνο και ήλιο.[20] 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]
Κύριο λήμμα: Μάζα του Δία
Η κόκκινη κηλίδα του Δία

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 το βαρύκεντρο του 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][21] Ο Δίας έχει ακτίνα ίση με 0,10 φορές την ακτίνα του Ήλιου,[22] και έχει μάζα 0.001 φορές τη μάζα του ήλιου, κάνοντας τους να έχουν περίπου ίση πυκνότητα.[23] Η "μάζα του Δία» (MJ ή MJup) χρησιμοποιείται συχνά ως μονάδα για την περιγραφή μάζας των άλλων αντικειμένων, ιδιαίτερα για εξωηλιακούς πλανήτες και καφέ 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.[24]

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 μοριακό υδρογόνο. 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. Το 1997, 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.[25] 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.[26]

Ατμόσφαιρα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η ατμόσφαιρα του Δία είναι η μεγαλύτερη στο ηλιακό σύστημα, καθώς εκτείνεται σε πλάτος μεγαλύτερο των 5.000 χιλιομέτρων.[27][28] Επειδή ο Δίας δεν έχει επιφάνεια, η βάση της ατμόσφαιρας θεωρείται το σημείο στο οποίο η ατμοσφαιρική πίεση ισούται με 10 bar.[27]

Πολικό σέλας στον Δία, όπως φαίνεται στο υπεριώδες φως.

Ατμοσφαιρικά χαρακτηριστικά

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Με το τηλεσκόπιο δεν φαίνεται η επιφάνεια του πλανήτη, αλλά η πυκνή ατμόσφαιρα που τον περιβάλλει και η οποία παρουσιάζει πλατιές σκοτεινές ταινίες, παράλληλες προς τον ισημερινό του 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%, ήλιο 11%, με το υπόλοιπο 1% να αποτελείται από αμμωνία, μεθάνιο, νερό και άλλες ενώσεις όπως το αιθάνιο, το ακετυλένιο και το υδροκυάνιο. Η θερμοκρασία στην κορυφή των νεφών είναι -130 έως -140 βαθμοί Κελσίου. Σε αυτές τις θερμοκρασίες το νερό και η αμμωνία βρίσκονται σε μορφή πάγου. Χαμηλότερα όμως τόσο η πίεση όσο και θερμοκρασία αυξάνονται.

Η Μεγάλη ερυθρά κηλίδα και άλλες καταιγίδες

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Κύριο λήμμα: Μεγάλη Ερυθρά Κηλίδα

Το εντυπωσιακότερο χαρακτηριστικό της ατμόσφαιρας του Δία είναι η Μεγάλη Ερυθρά (κόκκινη) Κηλίδα, που έχει διάμετρο τετραπλάσια της Γης. Είναι ένας μόνιμος αντικυκλώνας, 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. Το 2005 μια ακόμα μεγάλου μεγέθους κηλίδα, η Μικρή κόκκινη κηλίδα έκανε 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]
Κύριο λήμμα: Δακτύλιοι του Δία

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.[29] 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 δορυφόρους Αδράστεια και Μήτις. 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.[30] Με παρόμοιο τρόπο, οι δορυφόροι Θήβη και Αμάλθεια παράγουν ίσως τις δύο ξεχωριστές συνιστώσες του σκονισμένου αραχνοΰφαντου δακτυλίου.[30] Υπάρχουν επίσης αποδεικτικά στοιχεία ενός βραχώδη δακτυλίου κατά μήκος της τροχιάς της Αμάλθειας, ο οποίος μπορεί να αποτελείται από συντρίμμια από τον δορυφόρο.[31]

Μαγνητικό πεδίο

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Το μαγνητικό πεδίο του Δία.
Κύριο λήμμα: Μαγνητόσφαιρα του Δία

Ο Δίας έχει ισχυρότατο μαγνητικό δίπολο, 14 φορές ισχυρότερο από εκείνο της Γης, με ισχύ 4,2 γκάους στον ισημερινό και 10 με 14 στους πόλους.[32] Κινήσεις αγώγιμων στοιχείων μέσα στο μεταλλικό υδρογόνο σχηματίζουν ένα μαγνητικό πεδίο, το οποίο παγιδεύει τα ιονισμένα σωματίδια του ηλιακού 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, ο Κρόνος και 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]
Δείτε επίσης: Τρωικά αντικείμενα του Δία

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 αέριο υδρογόνο παρουσιάζει 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]
Κύριο λήμμα: Δορυφόροι του Δία
Από πάνω προς τα κάτω: Ιώ, Ευρώπη, Γανυμήδης και Καλλιστώ

Έχει επιβεβαιωθεί η ύπαρξη 95[5] δορυφόρων διαφόρων μεγεθών σε τροχιά γύρω από τον Δία από τους οποίους οι τέσσερις Γανυμήδης, Καλλιστώ, Ιώ και Ευρώπη ανακαλύφθηκαν από τον Γαλιλαίο όταν παρατήρησε τον ουρανό με το τηλεσκόπιό του το 1610, είναι πολύ μεγάλοι με διάμετρο από 4.980 έως 2.880 χλμ. Οι δύο πρώτοι είναι μεγαλύτεροι της Σελήνης. 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]

Στις 13 Ιανουαρίου, του 1610 όταν ανακαλύφθηκε και ο τέταρτος δορυφόρος του Δία, ο Γαλιλαίος ονόμασε αυτούς «Πλανήτες των Μεδίκων».

Ο Γερμανός αστρονόμος Μάγερ Σίμων ή Μάριος ισχυριζόταν πως εκείνος είναι ο πρώτος που παρατήρησε τους εν λόγω δορυφόρους την 27η Δεκεμβρίου του 1609 και ονόμασε, εκ λάθους του, α��τούς «Αστέρες του Βρανδεμβούργου» και ακολούθως έδωσε σε κάθε ένα ιδιαίτερο όνομα από την ελληνική μυθολογία καλώντας 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 ο Αρίσταρχος ο Σάμιος και επανέφερε ο Κοπέρνικος λίγο πριν τον Γαλιλαίο.

Οι εκλείψεις της Ιούς χρησίμευσαν στον Ραίμερ (Roemer) για τον προσδιορισμό της ταχύτητας 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 ο Αμερικανός φυσικός Καρλ Σαγκάν πρότεινε 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 υπάρχει φυτοπλαγκτόν στα ανώτερα στρώματα, πιο χαμηλά ψάρια που τρέφονται από το πλαγκτόν και στα χαμηλότερα βάθη κυνηγοί που τρέφονται με τα ψάρια.

Αστρονομική ναυτιλία

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο πλανήτης Δίας περιλαμβάνεται στους λεγόμενους ναυτιλιακούς πλανήτες, οι οποίοι λαμβάνονται υπόψη σε μετρήσεις για τις ανάγκες επίλυσης προβλημάτων προσδιορισμού γεωγραφικού στίγματος.

Σημειώσεις και Παραπομπές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. ↑ Η εικόνα τραβήχτηκε από το Διαστημικό τηλεσκόπιο Χαμπλ με χρήση της Wide 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 η μεγάλη ερυθρά κηλίδα κάτω δεξιά, και η αναγνωρίσιμη ταινιωτή εμφάνιση του πλανήτη.
  2. ↑ Seligman, Courtney. «Rotation Period and Day Length». Ανακτήθηκε στις 13 Αυγούστου 2009. 
  3. ↑ 3,00 3,01 3,02 3,03 3,04 3,05 3,06 3,07 3,08 3,09 3,10 3,11 3,12 3,13 3,14 Williams, David R. (16 Νοεμβρίου 2004). «Jupiter Fact Sheet». NASA. Ανακτήθηκε στις 8 Αυγούστου 2007. 
  4. ↑ «The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter». 3 Απριλίου 2009. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 14 Μαΐου 2009. Ανακτήθηκε στις 10 Απριλίου 2009.  (produced with Solex 10 Αρχειοθετήθηκε 2008-12-20 στο Wayback Machine. written by Aldo Vitagliano;
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 Sheppard, Scott S. «Moons of Jupiter». Earth & Planets Laboratory. Carnegie Institution for Science. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 24 Απριλίου 2019. Ανακτήθηκε στις 20 Δεκεμβρίου 2022. 
  6. ↑ 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 Astrophysics 282 (2): 663–683. Bibcode: 1994A&A...282..663S. 
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 7,3 Seidelmann, 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 Astronomy 98 (3): 155–180. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. ISSN 0923-2958. Bibcode: 2007CeMDA..98..155S. https://archive.org/details/sim_celestial-mechanics-and-dynamical-astronomy_2007_98_3/page/155. 
  8. ↑ αναφέρεται σε επίπεδο ατμοσφαιρικής πίεσης 1 bar
  9. ↑ 9,0 9,1 Ατμοσφαιρική πίεση 1bar
  10. ↑ «Solar System Exploration: Jupiter: Facts & Figures». NASA. 7 Μαΐου 2008. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 25 Δεκεμβρίου 2013. Ανακτήθηκε στις 29 Αυγούστου 2010. 
  11. ↑ «Astrodynamic Constants». JPL Solar System Dynamics. 27 Φεβρουαρίου 2009. Ανακτήθηκε στις 8 Αυγούστου 2007. 
  12. ↑ de Pater, Imke· Lissauer, Jack J. (2015). Planetary Sciences (2nd updated έκδοση). New York: Cambridge University Press. σελ. 250. ISBN 978-0521853712. 
  13. ↑ 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. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 10 Αυγούστου 2011. Ανακτήθηκε στις 2 Φεβρουαρίου 2007. 
  14. ↑ Anonymous (March 1983). «Probe Nephelometer». Galileo Messenger (NASA/JPL) (6). Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2009-07-19. https://web.archive.org/web/20090719111109/http://www2.jpl.nasa.gov/galileo/messenger/oldmess/2Probe.html. Ανακτήθηκε στις February 12, 2007. 
  15. ↑ 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: 8713–8720. doi:10.1029/JA086iA10p08713. http://adsabs.harvard.edu/abs/1981JGR....86.8713G. Ανακτήθηκε στις 2007-08-28. 
  16. ↑ V. G. Kunde1; F. M. Flasar; D. E. Jennings; B. Bézard; D. F. Strobel και άλλοι. (2004-09-10). «Jupiter's Atmospheric Composition from the Cassini Thermal Infrared Spectroscopy Experiment». Science 305 (5690): 1582–1586. doi:10.1126/science.1100240. PMID 15319491. http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/305/5690/1582. Ανακτήθηκε στις 2007-04-04. 
  17. ↑ 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: 233–248. doi:10.1016/0019-1035(85)90201-5. http://adsabs.harvard.edu/abs/1985Icar...64..233K. Ανακτήθηκε στις 2007-08-28. 
  18. ↑ 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». Science 272 (5263): 846–849. doi:10.1126/science.272.5263.846. PMID 8629016. http://adsabs.harvard.edu/abs/1996Sci...272..846N. Ανακτήθηκε στις 2007-02-19. 
  19. ↑ Mahaffy, Paul. «Highlights of the Galileo Probe Mass Spectrometer Investigation». NASA Goddard Space Flight Center, Atmospheric Experiments Laboratory. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 10 Απριλίου 2009. Ανακτήθηκε στις 6 Ιουνίου 2007. 
  20. ↑ 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. 
  21. ↑ Burgess, Eric (1982). By Jupiter: Odysseys to a Giant. New York: Columbia University Press. ISBN 0-231-05176-X. 
  22. ↑ Shu, Frank H. (1982). The physical universe: an introduction to astronomy. Series of books in astronomy (12η έκδοση). University Science Books. σελ. 426. ISBN 0935702059. 
  23. ↑ Davis, Andrew M.· Turekian, Karl K. (2005). Meteorites, comets, and planets. Treatise on geochemistry,. 1. Elsevier. σελ. 624. ISBN 0080447201. 
  24. ↑ Jean Schneider (2009). The Extrasolar Planets Encyclopedia: Interactive Catalogue. Paris Observatory. 
  25. ↑ Guillot, T.; Gautier, D.; Hubbard, W. B. (1997). «New Constraints on the Composition of Jupiter from Galileo Measurements and Interior Models». Icarus 130: 534–539. doi:10.1006/icar.1997.5812. http://adsabs.harvard.edu/abs/1997astro.ph..7210G. Ανακτήθηκε στις 2007-08-28. 
  26. ↑ Various (2006). McFadden, Lucy-Ann· Weissman, Paul· Johnson, Torrence, επιμ. Encyclopedia of the Solar System (2η έκδοση). Academic Press. σελ. 412. ISBN 0120885891. 
  27. ↑ 27,0 27,1 Alvin Seiff; Donn B. Kirk; Tony C. D. Knight; Richard E. Young και 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 Research 103: 22857–22889. doi:10.1029/98JE01766. Bibcode: 1998JGR...10322857S. 
  28. ↑ *Miller, S.; Aylword, A.; Milliword, G. (2005). «Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: the Importance of Ion-Neutral Coupling». Space Science Reviews 116: 319–343. doi:10.1007/s11214-005-1960-4. Bibcode: 2005SSRv..116..319M. 
  29. ↑ Showalter, M.A.; Burns, J.A.; Cuzzi, J. N.; Pollack, J. B. (1987). «Jupiter's ring system: New results on structure and particle properties». Icarus 69 (3): 458–98. doi:10.1016/0019-1035(87)90018-2. http://adsabs.harvard.edu/abs/1987Icar...69..458S. Ανακτήθηκε στις 2007-08-28. 
  30. ↑ 30,0 30,1 Joseph 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». Science 284 (5417): 1146–1150. doi:10.1126/science.284.5417.1146. PMID 10325220. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Sci...284.1146B. Ανακτήθηκε στις 2007-08-28. 
  31. ↑ Fieseler, P.D. (2004). «The Galileo Star Scanner Observations at Amalthea». Icarus 169 (2): 390–401. doi:10.1016/j.icarus.2004.01.012. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Icar..169..390F. Ανακτήθηκε στις 2009-08-22. 
  32. ↑ Gierasch, Peter J.· Nicholson, Philip D. (2004). «Jupiter». World Book @ NASA. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 5 Ιανουαρίου 2005. Ανακτήθηκε στις 10 Αυγούστου 2006. 

Εξωτερικοί σύνδεσμοι

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=Δίας_(πλανήτης)&oldid=10743010"