Jupiter – suurim planeet
Jupiter on meie planeedisüsteemis viies, seejuures esimene hiidplaneet nii järjekorras kui ka suuruse mõttes. Päikesest keskmiselt 5,2 a. ü. Kaugusel asuv heleda ja püsiva valgusega Jupiter liigub tähtede vahel soliidse aeglusega. Pioneerist Galileoni Jupiteri kaugus Maast muutub 558 kuni 963 miljoni kilomeetrini. Pikksilmaga on näha planeedi neli suurt kaaslast ning väikese teleskoobiga ka iseloomulikud vöödid Jupiteri pinnal. Planeet on märgatavalt lapik, sest kiire pöörlemine surub Jupiteri pooluste kohalt kokku. Ööpäev kestab tal napilt alla kümne tunni, tema aasta pikkuseks on umbes 11,9 Maa aastat ehk 10 000 Jupiteri ööpäeva. Planeet väärib igati peajumala nime – ta on 318 korda massiivsem kui Maa ning kaks ja pool korda kogukam kui kõik ülejäänud Päikesesüsteemi planeedid kokku. Jupiteri läbimõõt on umbes 143 000 km, 11 korda suurem kui Maal. Läbipaistmatu pilvkatte tõttu ei ole hiiglase pind nähtav. Tema tihedus leitakse pilvkattega piiratud ruumala järgi ja keskmiselt on see seal 1, 34 vee tihedust (Maa vastav näit on 5,52). Raskusjõud on Jupiteril 2,5 korda suurem kui Maal. Kui astronaudid kunagi külastavad Jupiteri, siis peavad nad arvestama, et Maalt äralennuks vajalik kiirus (paokiirus) on 11,2 km/s, aga Jupiterilt lahkumiseks on vaja kiirust 60 km/s. Oleks siiani teda uuritud vaid teleskoopide abil, teaksime esimese hiidplaneedi kohta praegu veel kaunis vähe. Jupiteri vahetut jälgimist alustasid kõigepealt USA automaatjaamad “Pioneer”. Nendelt saadud info aitas välja töötada palju võimsama projekti “Voyager”. USA automaatjaamad “Voyager 1” ja “Voyager 2” startisid 1977. aasta juulis ning möödusid Jupiterist 1979. aasta märtsis ja juulis, jätkates pärast seda Päikesesüsteemi teiste välisplaneetide tundmaõppimist. Detsembris 1995 jõudis Jupiteri juurde USA automaatjaam “Galileo”, mis enne hiidplaneedi tehiskaaslaseks muutumist saatis planeedi atmosfääri sondi. Kahe aasta jooksul peab see uurima nii Jupiteri ennast kui ka mitmeid tema kaaslasi.
Pilved ja õhk reljeefi asemel Keemilise koostise poolest sarnaneb Jupiter rohkem tähtedega – tema atmosfäär ja arvatavasti ka sisemus koosneb peamiselt vesinikust (mahu järgi 87-90%) ja heeliumist (10-13%). Jupiterist olekski võinud saada täht, kuid selleks oleks ta pidanud olema veel 7-8 korda massiivsem. Tekivad ju tähed hõreda gaasi kokkutõmbumisel, kui vabaneb niipalju soojust, et aine sisemuses saavad alata termotuumareaktsioonid. Selleks on vaja temperatuuri vähemalt kümme miljonit kraadi. Jupiteri korral midagi niisugust ei juhtunud. Sellest hoolimata kiirgab Jupiter soojust ja tõenäoliselt toimib see gravitatsioonilise kokkutõmbumise energia arvel. Planeet on ka vägev raadiokiirguse allikas ning selle põhjuseks on Jupiteri väga tugev magnetväli ja teda ümbritsevad kiirgusvööndid. Planeedil peaks olema ka tahke tuum – ilma selleta ei oska teoreetikud põhjendada niisuguse magnetvälja olemasolu. Enamik uurijaid arvab, et Jupiter on vaid hiiglaslik, keskelt tahkeks kokku surutud gaasimull, ning Maa-taolistele planeetidele iseloomulikku gaasilise ja tahke aine vahelist pinda tal ei olegi. Kui aga Jupiteril on pind siiski olemas, asub see planeedi pilvede ülemisest piirist vähemalt 1000 km allpool. Sest ainult väga paksu pilvekihiga saab seletada kummalist asjaolu: sealne ekvatoriaalne ala teeb täispöörde 9 tunni ja 50 minutiga, poolustelähedastel aladel kulub selleks 9 tundi ja 55 minutit. Üleminekud ühelt kiiruselt teisele toimuvad hüppeliselt.
Jupiteri tihedas õhkkonnas on leitud mitmesuguseid keemilisi ühendeid, nende hulgas ka keerulisi orgaanilisi molekule. Põhikomponentideks on vesinik ja heelium, kuid viimast on oodatust poole vähem. Olulisemad lisandid planeedi atmosfääris on ammoniaak (NH3-0,01 mahuprotsenti, metaan (CH4)-0,07 ja etaan (C2H6)-0,003 mahuprotsenti). Lisandid moodustavad paksu ja mitmevärvilise pilvekihi, mis jaguneb erinevate kiirustega pöörlevateks vöönditeks ja tsoonideks. Vööndid on kitsad ja tumedad, tsoonid laiad ja heledad ning kulgevad kõik enamvähem ekvaatoriga paralleelselt. Aeg-ajalt mõned neist laienevad ja ühinevad teistega, vahel osa kaob. Kõik laigud on tegelikult atmosfäärikeerised ning tuletavad meelde maiseid tsükloneid ja antitsükloneid, mida tugevad tuuled edasi kannavad. Tumedad vööndid saavad oma värvi ammoniaagilt ja metaanilt. Ja need alad paiknevad sügavamal, kus temperatuur on kõrgem. Hiiglaslik antitsüklon Kõige huvitavam objekt Jupiteri nähtaval pinnal on Suur Punane Laik. Esimesena märkas seda itaalia rahvusest prantsuse astronoom Giovanni Cassini 1666. aastal. 1878. aastast tänaseni vaadeldakse teda pidevalt. Laik on ellipsikujuline, selle pikem läbimõõt võrdub 50 000 km-ga, lühem pikkus on 30 000 km. Laigu suurus ja heledus muutuvad aja jooksul, kuid päris ära ei kao kunagi. “Voyageride” 1979. aastal tehtud fotod näitavad, et tegemist on tõepoolest hiiglasliku antitsükloniga. Punase värvi annab laigule fosfiin (PH3). Et Jupiter kiirgab kaks korda rohkem soojust kui ta ise Päikeselt saab, võib soojus paksu õhukihi pinnale liikuda ainult konvektsiooni teel. Nii tekivad tugevad tuuled ja keerised, mille kiiruseks on planeedi pinnal mõõdetud kuni 100 meetrit sekundis. Kõik need sündmused leiavad aset tõelises pakases, mis pilvede ülapiiril kõigub vahemikus –100 kuni –160oC. Üheatmosfäärisel rõhul sulab ammoniaak temperatuuril –78oC ja aurustub temperatuuril –33 oC, ning umbes selline rõhk Jupiteri pilvepiiril ongi. Allapoole minnes kasvab nii rõhk kui temperatuur. Kusagil 12-15 km sügavusel, kus õhurõhk ulatub 2-3 atmosfäärini, algavad jääkristallidest koosnevad pilved. Mis toimub nende all, pole praegu teada, kuid ilmselt on seal veelgi soojem. Jupiteril oma rõngad Üle kolme ja poole sajandi peeti planeeti Saturn ainulaadseks teda kaunistavate rõngaste tõttu. Tõsi, nende olemasolu pidasid mitmed astronoomid võimalikuks ka Jupiteril, kuid avastada neid ei õnnestunud. 1976. aastal saatis automaatjaam “Pioneer 11” Maale andmed laetud osakeste paiknemisest Jupiteri ümbruses. Nende jaotus viitas rõngaste võimalikule olemasolule. Nii juhtuski, et esimest korda pildistasid Jupiteri rõngaid “Voyagerid” 1979. aastal. Rõngad paiknevad planeedi ekvatoriaaltasandil umbes 55 000 km kaugusel pilvepiirist. Sealt jääb lähima kuuni, Amaltheiani, veel umbes samapalju maad. Kuigi rõngaste laius on 6000 km ning paksus umbes 1 km, selgus, et need koosnevad väga tumedatest osakestest, mistõttu pindheledus on seal üle kümne tuhande korra väiksem kui kuulsatel Saturni rõngastel. Eks seetõttu olnudki neid Maalt väga raske avastada. Üsna varsti õnnestus Jupiteri rõngaid pildistada ka maapealsest Mauna Kea observatooriumist. Peegeldumisomaduste põhjal oletatakse, et Jupiteri rõnga koostis langeb kokku Amaltheia koostisega, ehkki kummagi keemiliste elementide sisaldus pole teada. Rõngas koosneb osakestest läbimõõduga mõnest mikromeetrist mõnede meetriteni. Nähtavasti on tegemist moodustumata jäänud kuuga, mis kaaslaseks saamise korral oleks olnud kaks korda suurem Amaltheiast. Päikesesüsteemi pisimudel Jupiter ja tema kaaslased on täiesti võrreldavad Päikesesüsteemiga, sest ümber peajumala hiigelkera tiirleb neli planeediväärset kaaslast, tosin pisemat kuud ning lugematust hulgast pisipudinatest koosnev rõngas. Andmed Jupiteri kuude kohta on ritta seatud tabelis nende keskmise kauguse järgi Jupiteri keskpunktist. Esimeses tabeli veerus olev rooma number tähistab vastava kuu avastamise järjekorranumbrit. Kuude nimetuste veerule järgneb nende avastaja nimi ja avastamisaasta. (1979. aastal leiti kuud üles juba automaatjaama “Voyager 1” abil) Kauguste veerus on toodud kuude orbiitide raadiused ja seejärel tiirlemisperiood Maa ööpäevades. Viimasena on võrreldud Jupiteri kuude massi meie Kuuga. Tabeli kaks alumist rida näitavad, et Jupiteri suuremad kuud on enamasti kopsakamad kui meie Kuu ning neid saab võrrelda isegi planeet Merkuuriga. Jupiteri kuud saab jagada nelja gruppi. Esimesed kaks gruppi – neli sisemist pisikaaslast ja Galilei kuud tiirlevad planeedi ekvaatori tasandil peaaegu ringikujulistel orbiitidel. Kõik kuud on saanud oma nimed peajumala Zeus-Jupiteriga lähedalt seotud isikute või olevuste nimede järgi, mille kohta saab teavet “Antiigileksikonist”. Kahjuks ei sisalda see raamat piisavat infot Adrasthea kohta. Zeusi varajasest lapsepõlvest teatakse kahte versiooni. Leksikonis kajastub vaid see, mille järgi Amalthea oli Zeusi nümfist amm. Teise versioono järgi aga oli Amalthea kits, kelle piimaga tulevast peajumalat toideti. Toitjaks olid kaks nümfi ning üks neist oligi Adrasthea. Viimane koos teise tumeda kaaslase Metisega asub Jupiteri rõnga välispiiril. On üsnagi usutav, et osa Jupiteri rõngast pärineb nende kuude küljest. Võib-olla leidub taolisi väikseid kaaslasi ka rõnga sisemuses (nagu Saturnil), kuid neid on Maa pealt võimatu avastada. Järgmine kuu Jupiteri poolt lugedes, Amaltheia, on samuti väga tume, peegeldades vaid 0,05-0,06 protsenti pealelangevast valgusest. Kaaslane on ebakorrapärase kujuga, ilmselt on ta moodustunud mitme suurema asteroiditüki kokkupõrkel. Amaltheia pind on tihedasti kraatritega üle külvatud ning kujutab endast süsiniku ja väävliühendite segu. Ka Thebe peaks olema koostiselt sarnane Amaltheiale, ta peegeldusvõime (albeedo) on vaid pisut suurem. Jälgides tabelit, näeme, et Jupiteri välimised kuud võib orbiidi raadiuse järgi jagada kahte gruppi. Planeedile lähemad kaaslased – Leda, Himalia, Lysithea ja Elara – tiirlevad nagu sisemised kuudki Jupiteri pöörlemise suunas. Kaugemad – Ananke, Carme, Pasiphea ja Sinope – tiirlevad aga vastassuunas. Välimiste kuude tekkepõhjuseks peetakse kahe asteroidi kokkupõrget Jupiteri läheduses. Tekkinud kildudest korjas planeet osa endale. Tõenäosus, et välised kuud võiksid olla lihtsalt kaasahaaratud asteroidid, on väga väike. Jupiteri kaugemate kuude orbiitide raadiused on täitsa võrreldavad Merkuuri orbiidi raadiusega; veel kord tekib tunne, et Jupiterisüsteem on Päikesesüsteemi paari suurusjärgu võrra vähendatud mudel. Neli suurt Jupiteri suured kuud, mis avastati 1610. aasta jaanuaris, näitasid, et ka mõnel teisel planeedil peale Maa võib olla kaaslasi. Paljude meelest oli see tähtis tõend poolaka Mikolaj Koperniku maailmasüsteemi kasuks. Oli ju tolle ajani Kuu ainus teadaolev planeedikaaslane. Esimesena vaatles Jupiteri kaaslasi küll saksa astronoom Simon Marius (Meier), kuid Itaalia õpetlane Galileo Galilei, kes avastas nad sõltumatult kümme päeva hiljem, taipas esimesena, millega on tegemist. Marius andis kuudele ka kreeka mütoloogiast pärinevad nimed ja rajas sellega traditsiooni, mis kestab tänaseni: planeedid kannavad rooma jumalate nimesid, nende kaaslased aga kreekakeelseid isikute või olendite nimesid. Galilei kaaslased on planeedi väärsed, sisestruktuuri omavad taevakehad, mida edaspidi nimetame suurkuudeks.
Io, Jupiterile lähim Galilei kuudest, on küllaltki hele taevakeha (albeedo 0,6), mille keskmine pinnatemperatuur ekvaatoril on –50oC. Kuid seal on avastatud alasid, kus temperatuur tõuseb kuni kahekümne soojakraadini. Pinna värvus on valdavalt punakasoranz, polaaralad seejuures rohkem tumepruunikad, ekvatoriaalalad heledamad. Astrogeoloogidele ootamatult avastasid “Voyagerid” Io peal seitse tegutsevat vulkaani. Jupiteri lähedusest tingitud loodejõud on Iol väga tugevad ning nende energia arvel kujundavad suurkuu vulkaanid täielikult kogu kaaslase reljeefi. Erinevalt kõikidest teistest Galilei kaaslastest ja Maa-taolistest planeetidest, puuduvad Io pinnal meteoriidikraatrid-nad on mattunud laava alla. Vulkaanikraatreid on aga suurkuu lausa täis pikitud, keskmine kraatritevaheline kaugus on 250 km ja vulkaanikoonuste läbimõõt 50 km, kuid on ka paarisaja-kilomeetrise läbimõõduga vulkaane. Kraatrite sügavus ulatub mõnesajast meetrist kahe kilomeetrini, koonuste kõrgused on tublisti väiksemad. Vulkaanide tõttu on Io üpris tasase reljeefiga. Suurkuu värvuse määravad väävlirikkad, heleoranzid tasandikud, kuid on ka valgeid ja pruune piirkondi. Io lõunapooluse läheduses paikneb ilma kraatriteta poolteise kilomeetri kõrgune platoo. Lõuna parasvöötmes asuvad Io kaks suurt mäge, Silpium ja Haemus. Viimase tipp tõuseb ümbritsevast tasandikust kümme kilomeetrit kõrgemale. Tegevvulkaanid paiknevad enamasti Io ekvaatori läheduses ning uhkemad neist kannavad Pele ja Lokime. Ainukesena Galilei kuudest ei ole Io peal leitud vee jälgi. Levinuim ühend uurkuu pinnal on vääveldioksiid. Osa uurijaid arvab, et Io sisemisel kaljupinnasel loksub kolme kilomeetri sügavune vedela väävli ookean. Seda katab umbes sama paks väävlist ning vääveldioksiidist planeedikoor. Enamuse arvates koosneb Io siiski põhiliselt ränirikastest kivimitest, mis on seespool vedelas olekus ning mille koor on kuni 20 km paksune.
Europa, väikseim Galilei kuudest, on samasuguse peegeldumisvõimega nagu Io. Öösel on seal pinnatemperatuur –190, keskpäeval –150 o C. Pinna värvus on valdavalt kollakas, polaaralad ekvatoriaalaladest heledamad. Europa on ämblikuvõrgutaoliselt kaetud suhteliselt tumedate “kanalitega” (albeedo 0,45). Nendevahelised alad on väga heledad (albeedo 0,7). On alust arvata, et Europa on kaetud õhukese, vaid mõne kilomeetri paksuse jääkihiga ja selle all on ookean vöi kivitükkidest, jääst ja veest koosnev segu. “Kanalid” on tõenäoliselt suurkuu jääkoores olevad praod. Sügavaim neist, Minose joon, on kuni kolm kilomeetrit sügav. Europa pind jääpragude vahel on erakordselt tasane, suurimad vallid pole üle paarisaja meetri kõrged. Praeguseks on Europal avastatud kaheksa suurt kraatrit läbimõõduga ligikaudu 20 km. Neid ümbritseb alati tunduvalt suurem tume ala.
Ganymedes, suurim kuu Päikesesüsteemis, peegeldab tagasi 40 protsenti pealelangevast valgusest. Võrreldes Io ja Europaga on seda vähe, kuid näiteks meie Kuu kõige heledamad alad on poole kehvemad peegeldajad. Ganymedese pinnatemperatuur on umbes sama mis Europal, tema pind on hallikaskollast värvi. Pool sealsest ainest koosneb räniühendeist, ülejäänu veest ja jääst. Nii rehkendasid teoreetikud kuu keskmise tiheduse järgi. Oletust kinnitavad spektrofotomeetrilised vaatlused ja kraatrite servade kuju. Ganymedese üldiselt üsna tasasel pinnal on näha tumedaid ja heledaid alasid. Heledamatel aladel on kraatreid umbes kümme korda vähem kui tumedatel ning need on täis 5-15 km laiusi ja kuni saja meetri kõrgusi vagusid. Tumedamad alad on kaetud kraatritega, mille sügavus pole kusagil üle kilomeetri. Kuni viiekilo meetrise läbimõõduga kraatrid meenutavad kausse, 5-35 kilomeetrised on lamedad, tihti tsentraalmäega nagu Kuul. Suuremad kraatrid on samuti lamedad kuid tsentraalse lohuga. Selliseid kraatreid kuult ei leia, küll aga Marsilt, sest lohuga kraater tekib meteoriidi kukkumisel jäässe. Ganymedese heledamatel aladel leidub ka külmunud veevulkaane, mille kõrgus on kuni 2,5 km ja laius kuni 250 km. Pooluste lähedal on suurkuu kaetud õhukese polaarmütsikestega. Need on jäägid külmunud ja lendunud atmosfäärist. “Galileo” leidis Ganymedesel ka magnetvälja, mis on ainus teadaolev planeetide kaaslastel ja isegi tugevam kui Merkuuril, Veenusel ja Marsil.
Kallisto on Jupiteri suurkuudest kõige tumedam, (albeedo vaid 0,2). Tume pind neelab hästi soojust ja sellepärast on suurkuu päevane pinnatemperatuur –120 o C, öösel vaid –200 o C. Ka Kallisto koosneb poolenisti veest, nagu Ganymedeski, ainult Kallisto pinnal on jääd oluliselt vähem. Sealne pind on meteoriidikraatrite poolest rikkam kui meie Kuu mandrialad. Kuid need on lamedad ja madalad. Et kraatreid ümbritsev külmunud vesi tekitab tumedale suurkuu pinnale erevalgeid laike, särab Kallisto nagu kalliskivi.Iseäralikud on suured kraatrid, mis on matrjoska moodi täidetud väiksemate kraatritega nii, et kõigil neil on ühine keskpunkt. Suurim taoline moodustis kannab nime Valhalla. Tema heleda keskosa läbimõõt on 600 km, välimiste vallide läbimõõt küünib aga 3000 km-ni. Suure veesisalduse tõttu on Kallisto reljeef kaunis tasane, kõrguste vahe ei ületa kusagil ühte kilomeetrit.
KASUTATUD KIRJANDUS: |