Structura internă a lui Jupiter

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

1leftarrow blue.svg Intrare principală: Jupiter (astronomie) .

Jupiter
Jupiter.jpg
Această casetă: v. D. · M.
Diagrama care ilustrează structura internă a lui Jupiter.

Jupiter apare împărțit în mai multe straturi, fiecare cu caracteristici chimico - fizice foarte specifice; de aceea are o structură internă bine definită. Determinarea sa a fost efectuată de astrofizicieni și planetologi, atât prin recurgerea la modele experimentale fizico-matematice, cât și prin prelucrarea datelor primite de la sondele trimise pentru a studia planeta gigantă.

Conform modelelor, începând din interior spre exterior, acestea se întâlnesc în ordine: un nucleu , probabil de natură stâncoasă și cel mai probabil compus din carbon și silicați ; o manta de hidrogen metalic lichid; [1] un strat de hidrogen molecular lichid, heliu și alte elemente și o atmosferă turbulentă, singurul strat care este clar vizibil și ușor accesibil pentru studii. [2] Dincolo de această schemă de bază, există încă o incertitudine considerabilă.

Conform celor mai moderne modele astrofizice și acum acceptate de întreaga comunitate științifică, Jupiter nu are o crustă solidă; gazul atmosferic devine din ce în ce mai dens pe măsură ce avansează spre interior și se transformă treptat într-un lichid, la care se adaugă într-o măsură mai mică un procent mic de heliu, amoniac , metan , sulf , hidrogen sulfurat și alți compuși . [2] Temperatura și presiunea din interiorul lui Jupiter cresc constant pe măsură ce ne deplasăm spre miez. [2]

Nucleu

Nucleului planetei i se atribuie adesea o natură stâncoasă , dar compoziția sa detaliată, precum și proprietățile materialelor care o constituie și temperaturile și presiunile la care sunt supuse și chiar existența sa, sunt încă în mare parte subiectul speculații. [3] Conform modelelor, nucleul ar consta în principal din carbon și silicați , cu temperaturi estimate la aproximativ 36 000 K și presiuni de ordinul 4.5 TPa . [4]

Rezultatele, publicate în noiembrie 2008, ale unor simulări pe computer, indică faptul că nucleul lui Jupiter este de aproximativ două ori mai masiv decât estimările inițiale, cu o masă de 14- 18 M ⊕ ; [5] o valoare similară a întărit ipoteza că planeta a fost formată prin acumulare, pe un embrion planetar masiv, de cantități mari de gaz din nebuloasa solară . [5] [6]

Structura internă a lui Jupiter.

Existența probabilă a miezului a fost dedusă în 1997 prin măsurători ale gravitației planetei [7], care indica o masă cuprinsă între 12 și 45 de ori masa pământului , sau aproximativ 3% -15% din masa totală a planetei . [4] [8] Prezența nucleului în primele etape ale istoriei planetei este coroborată de modelele dezvoltate pentru formarea giganților gazoși , care ar necesita un miez solid de rocă și / sau gheață suficient de masiv pentru a permite acumularea de acoperire masivă de hidrogen și heliu din nebuloasa protosolară . Cu toate acestea, presupunând că a existat cu adevărat, acest miez stâncos ar fi putut fi dezintegrat de presiunile ridicate ale straturilor superioare și de temperaturile ridicate generate de fricțiunea cu acestea, în timp ce curenții convectivi ai stratului de hidrogen metalic ar fi transferat o parte din materialul nuclear spre straturi.periferele de pe planetă. În consecință, un nucleu ar putea fi aproape complet absent, chiar dacă măsurătorile gravitaționale nu sunt încă suficient de precise pentru a putea rezolva problema în favoarea prezenței sau absenței totale a acestuia. [7] [9] Incertitudinea modelelor este strâns legată de marja de eroare a parametrilor măsurați până acum: unul dintre coeficienții de rotație (J 6 ) folosit pentru a descrie momentul gravitațional al planetei, raza ecuatorială a lui Jupiter iar temperatura atmosferică la o presiune de 1 bar (10 5 Pa). [3]

Palton

Mantie interioară

Regiunea nucleară este înconjurată de o manta densă de hidrogen metalic lichid, [1] [7] care se extinde până la 78% din raza planetei și este supusă unor temperaturi de ordinul 10 000 K și presiuni de ordinul 200 GPa . [4]

În acest strat există precipitații de heliu și neon , care epuizează atmosfera planetei cu aceste elemente. [10] [11] Rotația rapidă a planetei și curenții electrici intensi care sunt generați în interiorul acesteia determină originea unui câmp magnetic puternic din acest strat, [1] de aproximativ 10 ori mai intens decât cel al Pământului .

Palton exterior

Deasupra stratului de hidrogen metalic există un strat vizibil de hidrogen lichid și gazos, care se extinde până la 1 000 km de la suprafață și fuzionează cu părțile cele mai interioare ale atmosferei planetei. [4] Se crede că nu există o linie separatoare distinctă între aceste diferite stări de hidrogen, ci probabil o tranziție treptată între faza lichidă și cea gazoasă. [12] [13] Această tranziție are loc atunci când temperatura este la o valoare critică, care pentru hidrogen, la presiunea atmosferică a pământului de (1 atm sau 1,01 × 10 5 Pa ), corespunde doar 33 K. [4]

Atmosfera

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: atmosfera lui Jupiter .
Această imagine prezintă o animație a mișcării norilor lui Jupiter, obținută din mai multe fotografii ale navei spațiale Galileo .

Atmosfera lui Jupiter este cea mai mare atmosferă planetară din sistemul solar ; este compus în principal din hidrogen molecular și heliu - cu proporții similare abundenței lor la Soare - cu urme de metan , amoniac , hidrogen sulfurat și apă . Acesta din urmă nu a fost detectat până acum, dar se crede că este prezent în profunzime. Abundențele de oxigen , azot , sulf și gaze nobile sunt un factor cu trei mai mari decât valorile măsurate la Soare. [14] Atmosfera planetei nu are o limită inferioară clară, dar trece treptat în straturile interioare ale planetei. [12]

De la cel mai mic la cel mai înalt, straturile atmosferei sunt: troposfera , stratosfera , termosfera și exosfera . Fiecare strat este caracterizat de un gradient specific de temperatură. [15] Cel mai jos strat, troposfera, prezintă un sistem complicat de nori și ceați, inclusiv straturi de amoniac, hidrosulfură de amoniu și apă . [16]

Atmosfera joviană prezintă un spectru larg de fenomene active: instabilitate a benzii, vârtejuri ( cicloni și anticicloni ), furtuni și fulgere . [17] Furtunile sunt rezultatul mișcărilor convective ale aerului umed din atmosferă, care duc la evaporarea și condensarea apei. [17]

Notă

  1. ^ a b c Owen , p. 75 .
  2. ^ a b c Structura lui Jupiter , pe bo.astro.it , bo astro, 2008. Accesat la 25 noiembrie 2008 (arhivat din original la 13 octombrie 2010) .
  3. ^ a b ( EN ) Yasunori Horia, Takayoshi Sanoa, Masahiro Ikomaa și Shigeru Idaa, Despre incertitudinea masei de bază a lui Jupiter din cauza erorilor de observație , în Proceedings of the International Astronomical Union , vol. 3, Cambridge University Press, 2007, pp. 163-166, DOI : 10.1017 / S1743921308016554 .
  4. ^ A b c d și (EN) Linda T. Elkins-Tanton, Jupiter și Saturn, New York, Chelsea House, 2006. ISBN 0-8160-5196-8 .
  5. ^ a b ( EN ) B. Militzer, WB Hubbard, J. Vorberger, I. Tamblyn și SA Bonev, A Massive Core in Jupiter Predected From First-Principles Simulations ( PDF ), vol. 688, nr. 1, pp. L45-L48, DOI : 10.1086 / 594364 . Adus pe 5 iunie 2009 .
  6. ^ Jupiter , la solstation.com . Adus pe 5 iunie 2009 .
  7. ^ a b c ( EN ) DC Jewitt, S. Sheppard, C. Porco, F. Bagenal; T. Dowling și W. McKinnon, Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere ( PDF ), Cambridge, Cambridge University Press, 2004, ISBN 0-521-81808-7 . Adus la 13 aprilie 2009 (arhivat din original la 14 iunie 2007) .
  8. ^ (EN) T. Guillot, D. Gautier și WB Hubbard, New Constraints on the Composition of Jupiter from Galileo Measurements and Interior Models , in Icarus, vol. 130, 1997, pp. 534-539, DOI : 10.1006 / icar.1997.5812 . Adus 28-08-2007 .
  9. ^ (EN) Lucy-Ann McFadden, Paul Weissmanl și Torrence Johnson, Enciclopedia Sistemului Solar, ediția a II-a, Academic Press, 2006, p. 412, ISBN 0-12-088589-1 .
  10. ^ (EN) Paul Mahaffy, Repere ale investigației spectrometrului de masă Galileo Probe pe ael.gsfc.nasa.gov, NASA Goddard Space Flight Center, Atmospheric Experiments Laboratory. Adus 06-06-2007 .
  11. ^ (EN) Katharina Lodders, Jupiter Formed with Tar More than Ice in The Astrophysical Journal, vol. 611, nr. 1, 2004, pp. 587–597, DOI : 10.1086 / 421970 . Adus la 3 iulie 2007 .
  12. ^ a b ( EN ) T. Guillot, O comparație a interioarelor lui Jupiter și Saturn , în Planetary and Space Science , vol. 47, 10-11, 1999, pp. 1183-200, DOI : 10.1016 / S0032-0633 (99) 00043-4 . Adus 28-08-2007 .
  13. ^ (EN) Kenneth R. Lang, Jupiter: a primitive giant planet , about ase.tufts.edu, NASA, 2003. Adus la 10 ianuarie 2007.
  14. ^ (EN) SK Atreya și colab. , Compoziția și originea atmosferei lui Jupiter - o actualizare și implicații pentru planetele gigantice extrasolare , în Științe Planetare și Spațiale , vol. 51, 2003, pp. 105-112, DOI : 10.1016 / S0032-0633 (02) 00144-7 . Adus la 1 aprilie 2009 .
  15. ^ (EN) Alvin Seiff și colab. , Structura termică a atmosferei lui Jupiter lângă marginea unui punct fierbinte de 5 μm în centura ecuatorială nordică , în Journal of Goephysical Research , vol. 103, 1998, pp. 22.857–22.889, DOI : 10.1029 / 98JE01766 . Adus la 1 aprilie 2009 .
  16. ^ (EN) SK Atreya și colab. , Norii de amoniac ai lui Jupiter - localizați sau omniprezenți? ( PDF ), în Științe planetare și spațiale , vol. 53, 2005, pp. 498-507, DOI : 10.1016 / j.pss.2004.04.002 . Adus la 1 aprilie 2009 .
  17. ^ A b (EN) Ashvins R. Vasavada și Adam Showman, Dinamica atmosferică joviană: o actualizare după Galileo și Cassini , în Rapoarte despre progresul în fizică, vol. 68, 2005, pp. 1935–1996, DOI : 10.1088 / 0034-4885 / 68/8 / R06 . Adus la 1 aprilie 2009 .

Bibliografie

  • ( EN ) Bertrand M. Peek, The Planet Jupiter: The Observer's Handbook , Londra, Faber și Faber Limited, 1981, ISBN 0-571-18026-4 ,, OCLC 8318939.
  • (EN) Eric Burgess,De Jupiter: Odysseys to a Giant , New York, Columbia University Press, 1982, ISBN 0-231-05176-X .
  • ( EN ) John H. Rogers, The Giant Planet Jupiter , Cambridge, Cambridge University Press, 1995, ISBN 0-521-41008-8 ,,OCLC 219591510.
  • ( EN ) Reta Beebe, Jupiter: The Giant Planet , ediția a doua, Washington, Smithsonian Institute Press, 1996, ISBN 1-56098-685-9 .
  • ( EN ) AA.VV., The New Solar System , editat de Kelly J. Beatty; Carolyn Collins Peterson; Andrew Chaiki, ediția a 4-a, Massachusetts, Sky Publishing Corporation, 1999, ISBN 0-933346-86-7 ,, OCLC 39464951.
  • AA.VV, Universul - Marea enciclopedie a astronomiei , Novara, De Agostini, 2002.
  • M. Hack , Descoperirea sistemului solar , Milano, Mondadori Electa, 2003, p. 264.
  • ( EN ) DC Jewitt; S. Sheppard; C. Porco, F. Bagenal; T. Dowling; W. McKinnon, Jupiter: Planeta, sateliții și magnetosfera ( PDF ), Cambridge, Cambridge University Press, 2004, ISBN 0-521-81808-7 . Adus la 13 aprilie 2009 (arhivat din original la 14 iunie 2007) .
  • J. Gribbin, Enciclopedia astronomiei și cosmologiei , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen, și colab., Atlasul ilustrat al universului , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • (EN) Linda T. Elkins-Tanton, Jupiter și Saturn, New York, Chelsea House, 2006. ISBN 0-8160-5196-8 .
  • F. Biafore, Călătorind în sistemul solar. O călătorie prin spațiu și timp în lumina ultimelor descoperiri , Grupul B, 2008, p. 146.
  • ( EN ) Diverse, Enciclopedia Sistemului Solar , Grupul B, 2006, p. 412, ISBN 0-12-088589-1 .

Elemente conexe

linkuri externe

Sistem solar Portalul sistemului solar : Accesați intrările Wikipedia de pe obiectele sistemului solar
Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Structure_Internal_of_Giove&oldid=118614189 ”