Astronomi

JPL verilerini kullanarak Jovian Uydularının / Aylarının yörünge konumlarını hesaplama

JPL verilerini kullanarak Jovian Uydularının / Aylarının yörünge konumlarını hesaplama



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Bir oyunda güneş sisteminin bir modelini oluşturmaya çalışıyordum. Şu ana kadar https://ssd.jpl.nasa.gov/?planet_pos adresindeki Kepler öğelerini ve formüllerini kullanarak gezegenlerin her birini konumlarına yerleştirmeyi başardım Jüpiter için bir örnek:

a e I L uzun.peri. uzun.düğüm. AU, AU/Cy rad, rad/Cy derece, derece/Cy derece, derece/Cy derece, derece/Cy derece, derece/Cy -------------------- -------------------------------------------------- ------------------------------------- Jüpiter 5.10288700 0.04838624 1.30439695 34.39644051 14.72847983 100.47390909 0.00011607 0.00013253 -0.00183714 3034.74612775 0.21252668 0.20469106

Bu noktada, birkaç Jovian uydusu eklemek istiyorum, ancak aynı site bu aylar için aynı türde veri sağlamıyor gibi görünüyor, belki de aylar farklı davrandığından. Maalesef matematiğim pek iyi değil; Genelde yazılı olan bir şeyi uygulayabilirim, ancak bunu kendim çözecek gücüm yok.

Jovian uyduları için veriler şu adreste listelenmiştir: https://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem#jupiter İşte Ganymede için bir örnek:

Oturdu. a e w M i düğüm n P Pw Pnode R.A. Aralık Eğim (km) (derece) (derece) (derece) (derece) (derece/gün) (gün) (yıl) (yıl) (derece) (derece) (derece) Ganymede 1070400. 0.0013 192.417 317.540 0.177 63.552 50.3176072 7.155 63.549 132.654 268.168 64.543 0.068

Burada verilerin olduğunu belirtiyorlar "Yerele atıfta bulunulan ortalama yörünge elemanları Laplace uçakları", aksine "Kepler Elemanları Büyük Gezegenlerin Yaklaşık Konumları için".

İlk 6 parametre aynı gibi görünse de (a, e, w, M, i, düğüm), Kepler elemanlarının da "oranları" vardır veya zaman türevleri (bu gönderiye göre: https://space.stackexchange.com/questions/8911/determining-orbital-position-at-a-future-point-in-time). NASA'nın Kepler unsurları için nezaketle sunduğu forumlar bu oranlara dayanmaktadır.

Jovian uyduları için "oranları" nasıl belirleyeceğimi anlayabilseydim, o zaman aynı formülü kullanabilirdim (bu yapılacak doğru şey mi?) Bana öyle geliyor ki, bu oranlar yapabilmem gereken bir şey. aylar için sağlanan diğer verilerden hesaplayın, ancak nasıl olduğunu belirleyemedim.

Benim şüphem, ya Laplace Düzlemlerini kullanarak hesaplama için farklı bir formüle ihtiyacım var ya da bu 'oran' değerlerini hesaplamam ve zaten sahip olduğum formülü kullanmam gerekiyor.

Belirli bir tarih/saat (tipik olarak "şimdi") için (0,0,0) Jüpiter'in merkezi olduğu her Ay için kartezyen (x, y, z) koordinatları oluşturmaya çalışıyorum.

Acaba bu konuda yanlış ağaca mı havlıyorsam diye merak etmeye başlıyorum. Herhangi biri ışık tutabilir mi?


Jean Meeus'un mükemmel bir kitabı olan "Astronomik Algoritmalar", gezegen konumları ve Jüpiter'in Galilean Uyduları (Io, Europa, Ganymede ve Callisto) için hesaplamalar sağlar. Meeus, matematiği gerçekten büyük ölçüde açıklamaz, bu nedenle onu formüle dayalı bir yaklaşım olarak takip etmek nispeten basittir. Gezegen konumları için VSOP ve aylar için Lieske'nin E5 teorisini kullanıyor (her ikisinin de açıklamasını Wikipedia'da bulabilirsiniz). Bir bonus olarak, Meeus, hesaplama hızınızı artırabilecek daha düşük doğruluk derecesine sahip her iki parametre için nasıl hesaplama yapacağınızı gösterir. Bu kitap biraz yoğun olsa da, "efemeris zamanı" ve "dünya zamanı" arasındaki farkı okumak isteyebilirsiniz, çünkü bu sizin doğruluğunuzu da etkileyecektir.


Bu konuda bana yardım etmeye çalışan insanlara, hem soruyu ilk gönderdiğimde hem de daha sonra teşekkür ederim.

Yorumlardaki @barrycarter'ın sağlam tavsiyesiyle, çeşitli gök cisimlerinin konumlarını hesaplamak için SPICE kitaplığını kullanmayı düşündüm.

Biraz okuduktan ve NAIF'in kendisinden daha fazla tavsiye aldıktan sonra, iOS (ve dolayısıyla macOS) üzerinde çalışmak için CSPICE kitaplığı olan Sürüm 66'yı taşımayı kendime görev edindim.

Daha sonra, yalnızca uygulamam için ihtiyaç duyduğum verileri içeren efemeris dosyaları oluşturmak için SPKMERGE aracını kullandım. Uygulama daha sonra bu dosyaları CSPICE aracılığıyla yükler ve ihtiyaç duyduğu konumsal verileri oluşturur.

iOS için CSPICE kitaplığının değiştirilmiş sürümü, bundan yararlanmak isteyen diğer kişiler için artık kullanılabilir.

Şu adreste bulunabilir:

[iOS için CSPICELib][3]

JPL verilerini kullanarak Jovian Uydularının / Aylarının yörünge konumlarını hesaplama - Astronomi

Merkezi, güvenilir içeriği bulun ve en çok kullandığınız teknolojiler etrafında işbirliği yapın.

Yapılandırılmış ve araması kolay tek bir konumda bağlantı kurun ve bilgi paylaşın.

iPhone ve iPad uygulamalarının bağımsız geliştiricisiyim. Çocukların eğitim uygulamalarına odaklanma eğilimindeyim, ancak garip derleyici veya yardımcı program uygulaması yazdığım biliniyor.

Şimdiye kadar bir dizi iOS uygulaması (çocuklar için eğitim ve oyunlar) ve bu süreçte bana yardımcı olacak Mac için araçlar geliştirdim.

Aynı zamanda MacBook serisi bilgisayarlar için bir "araba alarmı" olan iAlertU'nun birincil geliştiricisiyim.

En iyi ağ gönderileri

En iyi etiketler (90)

En iyi gönderiler (57)

site tasarımı / logosu © 2021 Stack Exchange Inc kullanıcı katkıları cc by-sa kapsamında lisanslanmıştır. devir 2021.6.24.39573

"Tüm tanımlama bilgilerini kabul et"i tıklayarak, Stack Exchange'in cihazınızda tanımlama bilgileri depolayabileceğini ve Çerez Politikamıza uygun olarak bilgileri ifşa edebileceğini kabul etmiş olursunuz.


Yanıtlar

Yörünge elemanları, eylemsiz uzayda bir koniği (en yaygın olarak bir elips) tanımlar. Ayrıca belirli bir çağda bir nesnenin durumunu (Kartezyen konumu ve hızına eşdeğer) tanımlarlar. Tipik olarak yörünge elemanları, belirtilen çağda bir nesnenin salınımlı yörüngesini (gerçek yörüngeye teğet olan ve gerçek yörüngeye yaklaşan bir yörünge) ifade etmek için kullanılır. Bu sitede hem Kepler elementlerini hem de kuyruklu yıldız elementlerini kullanıyoruz.

Oskülatör yörünge elemanları, bir cismin durumunu (konum ve hız) çağdan başka bir zamanda tahmin etmek için genellikle iki cisim yayılımında kullanılır. Bazı cisimler, özellikle gezegen uyduları ve kuyruklu yıldızlar için bu tür tahminlerin fena halde hata gerçek yörünge ile ilgili olarak. Genel olarak, çağdan zaman olarak ne kadar uzak olursa, hata o kadar büyük olur.

Yörünge elemanlarının tam açıklaması ve gök mekaniğinde kullanımları bu web sitesinin kapsamı dışındadır. Daha fazla bilgi bir dizi metinde bulunabilir. İlgili bazı kitaplar için aşağıdaki SSS girişine bakın.

Kısa cevap evet. En azından, hangi bilgileri kullanmayı ve nasıl kullanmayı planladığınızı bilmek ilginç olurdu. İdeal olarak, sitenizden doğrudan sitemizdeki bilgilere bağlantı vermenizi tercih ederiz. Bu, özellikle sık güncellenebilen sayısal parametreler için geçerlidir.

Sitemizdeki içeriğin çoğu JPL'nin telif hakkı beyanı kapsamındadır (sayfanın en altına doğru). Sitemizdeki bilgilerin kullanımının hiçbir şekilde bu son kullanımın onaylandığı anlamına gelmediğini anlamak da önemlidir.

  • "Astronomik Almanak için Açıklayıcı Ek", ed. P. K. Seidelmann, 1992, Üniversite Bilim Kitapları.
  • "Astrodinamiğin Temelleri", R.R. Bate, D.D. Mueller, J.E. White, 1971, Dover Publications, Inc.
  • "Gök Mekaniğinin Temelleri", J.M.A. Danby, 1992, Willmann-Bell.
  • "Mikro Bilgisayar için Yörünge Belirleme Yöntemleri", D. Boulet, 1991, Willmann-Bell.
  • "Yörünge Mekaniği", J.E. Prussing, B.A. Conway, 1993, Oxford University Press.
  • "Mikrobilgisayarlı Amatörler için Yörüngeler", D. Tattersfield, 1984, Halsted Press.
  • "Küresel Astronomi", R.M. Green, 1985, Cambridge University Press.
  • "Vektörel Astrometri", C.A. Murray, 1983, Adam Hilger Ltd.

Astronomik birim, Uluslararası Astronomi Birliği'nin (IAU) Ağustos 2012 Genel Kurulu'nda tam olarak 149.597.870.700 metreye eşit bir uzunluk birimi olarak yeniden tanımlandı. Şimdi küçük harflerle (au) gösterilen astronomik birim, Güneş Sistemindeki ortalama Güneş-Dünya mesafesine yaklaşık olarak eşit olan mesafe için uygun bir ölçü birimidir. Ortalama Güneş-Dünya mesafesi kesin bir miktar değildir, çünkü Dünya'nın Güneş etrafındaki yörüngesi, diğer gezegenler tarafından değişen pertürbasyonlar nedeniyle tam olarak eliptik değildir ve genel görelilik, Newton'un yerçekimi teorisinden elde edilen eliptik çözümleri biraz değiştirir.

2012'den önce, astronomik birim, güneşin tanımlı kütle parametresi göz önüne alındığında (GM'de au 3 /gün 2 ), Newton yerçekimi altında bir au ve sıfır yarı ana ekseni ile güneşin etrafında dönen bir gezegenin tahmini bir uzunluktu. yörüngesini bozan diğer gezegenlerin yörünge periyodu tam olarak bir yıllık (365,25 gün) olacaktır.

2012 yılında, astronomik birimin yeni bir tanımı (IAU 2012 Kararı B2) kabul edildi. "au" artık sabit bir metre sayısıdır ve GM değeri tahmin edilmektedir. Bu, efemeris geliştirme sürecini basitleştirir, onu güneş sistemi koordinat zamanının (TDB) güncellenmiş bir IAU tanımıyla hizalar ve güneşin kütle parametresinin zamanla değiştiğini kabul eder.

Koordinat zamanı, güneş sistemi nesneleri için efemeridlerin geliştirilmesinde kullanılan zamandır. Genel Görelilik altında, gerçek saatlerin çalışma hızına uygun zaman denir. Uygun zamanın hızı, saatin konumuna ve hareketine bağlıdır, dolayısıyla bir bütün olarak güneş sistemi için tek bir uygun zaman yoktur. Bu nedenle, sayısal entegrasyon kullanarak güneş sistemi gövdelerinin hareketlerini temsil etmek için, herhangi bir fiziksel saatin hızı olmayan, ancak hareket denklemlerinin basitçe ifade edildiği bir parametre olan 'koordinat zamanı' adı verilen bir zaman ölçeği kullanılır.

Güneş sistemi gövdeleri için entegre efemeritler, koordinat zamanının bir fonksiyonu olarak konum ve hız tabloları olarak saklanır. Dünya'dan Mars'a gidiş-dönüş ışık süresi veya Dünya'dan görüldüğü gibi Satürn'ün yönü gibi bir ölçümü değerlendirmek için, pozisyonlara bakmadan önce ölçümün uygun zamanları koordinat zamanına dönüştürülmelidir.

Şu anda Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) güneş sistemi için iki koordinat zamanı tanımladı ve her ikisi de eşit derecede doğru. Güneş sistemindeki bağımsız değişken, barycentric rölativistik, hareket denklemleri olarak JPL ephemerides için kullanılan koordinat zamanı, Barycentric Dynamical Time (TDB) veya Fransızca'da Temps Dynamique Barycentrique'dir. Bu koordinat zamanı, Dünya'nın yakınında koordinat zamanı ile uluslararası atom zamanı (TAI) arasındaki fark 32.184 saniye artı 3 milisaniyeden küçük küçük bir değişiklik olacak şekilde tanımlanır. TAI, Evrensel Koordinat Zamanından (UTC) saniye tamsayısıyla (1 Temmuz 2012 itibariyle 34) farklıdır; bu, yalnızca artık saniyeler eklendiğinde değişir. UTC, sivil saatin temelidir (örneğin, Pasifik Standart Saati UTC - 8 saate eşittir).

IAU tarafından tanımlanan diğer güneş sistemi koordinat zamanı, Barycentric Coordinate Time'dır (TCB, Temps-Coordonnée Barycentrigue), bu da TDB'den tanımlanmış bir kayma ve oran ile farklıdır. TCB, Güneş'in yerçekiminden uzay-zaman eğriliğinin sıfıra gittiği, TCB ve uygun zamanın aynı oranda tik taktığı Güneş'ten sonsuz derecede uzak olma özelliğine sahiptir. Bu özellik, bazı teorik hesaplamaların daha basit bir forma sahip olmasını sağlar, ancak Dünya'nın yakınında TCB ve TAI arasında oldukça büyük bir oran farkına neden olur. TCB, güneş sistemi gövdeleri için JPL'nin efemeridlerinin geliştirilmesinde kullanılmaz.

Kesin bir değere sahip olmak için, bir miktar ya kesinlikle sabit olmalı ya da tam olarak periyodik olmalıdır.

Gezegenlerin yörüngeleri yalnızca yaklaşık olarak eliptiktir, hareketleri tam olarak değil yalnızca yaklaşık olarak periyodiktir. Bu nedenle, "kesin" Keplerian (eliptik) elemanlar hakkında soru sormak pek mantıklı değil.

Basit bir benzetme, bir kalem alıp bir parça kağıda serbest elle bir daire çizmek, birkaç kez dönüp durmak olabilir. Ardından, "bu dairenin TAM yarıçapı nedir?" Diye sorun.

Çizdiğiniz eğri tam olarak çember değil buna cevap vermem mümkün değil.

Bir "oskülatör" yarıçapı tanımlanabilir, örneğin: eğrinin herhangi bir noktasındaki eğrilik yarıçapı. Ancak, bu değer yalnızca verilen noktada kesindir. Değer, eğri üzerinde farklı bir yer için veya eğrinin bir kısmı üzerinden ortalaması alınırsa veya eğrinin başka bir kısmı üzerinden ortalaması alınırsa değişecektir.

Hangi sonuç "kesin" cevabı verir? Yok Eğri için "kesin" bir yarıçap yoktur.

JPL ephemerides ile tamamen farklı bir durum. Periyotlar, eksantriklikler vb. gibi şeyler kullanmıyoruz. Bunun yerine, hareket denklemlerini Kartezyen koordinatlarda (x,y,z) entegre ediyoruz ve başlangıç ​​koşullarını modern, son derece hassas gezegen konumları ölçümlerine uyacak şekilde ayarlıyoruz. . Sonuç olarak, eliptik elemanlara dayalı olanlardan çok daha doğru olan efemeritler üretebiliyoruz.

Yukarıdaki benzetmede, elle çizilmiş eğrinin her bir noktasını çok doğru bir şekilde ölçmek mümkün olabilir, ancak yine de eğrinin yarıçapı için benzersiz bir değer verilemez.

İnsanlar, Uranüs ve Neptün'ün yörüngelerinin gözlemlere (konumlarının ölçümlerine) tam olarak uymayacağını düşünürdü. Bu nedenle, güneş sisteminin daha uzak noktalarında, bu gezegenlerin hareketlerini bozan ek bir gezegen olduğu varsayıldı: yani Gezegen X. Ancak artık Uranüs ve Neptün'ün yörüngelerinin ayarlanabileceği biliniyor. doğru yapıldığında verilerin doğruluğuna bağlıdır (aşağıdaki referansta olduğu gibi). Böylece Planet X'e gerek kalmaz.

Son on yılda, Plüton'un yörüngesinin ötesinde bir dizi ceset bulundu. Aslında bunlardan biri Plüton'dan bile daha büyük yani bir anlamda gezegen olarak kabul edilmelidir. "Gezegen X" mi? Hayır, ne o ne de Pluto, Uranüs veya Neptün'ün yörüngelerini önemli ölçüde etkileyecek kadar yakın veya yeterince büyük değil.


JPL verilerini kullanarak Jovian Uydularının / Aylarının yörünge konumlarını hesaplama - Astronomi

JÜPİTER'İN KIRMIZI NOKTASININ FOTOĞRAFI

JÜPİTER'İN KEŞFİ

(David Morrison ve Jane Samz, "Voyage to Jupiter," NASA SP-439, U.S. Government Printing Office, Washington, D.C., 1980, s. 1-3.)

* Dünyanın her yerindeki eski halklar, Jüpiter'i göklerinde dolaşan en parlak ışıklardan biri olarak kabul ettiler. Sadece Venüs daha parlaktır, ancak her zaman bir sabah veya akşam yıldızı olan Venüs, Jüpiter'in sık sık yaptığı gibi karanlık gece yarısı gökyüzüne asla hükmedemez.

* Yunan ve Roma mitolojisinde gezegen, tanrıların en güçlüsü ve göklerin efendisi olan Yunan tanrısı Zeus, Roma tanrısı Jüpiter ile özdeşleştirilirdi.

* Göklerin kralına yakışır şekilde Jüpiter gezegeni yavaş ve görkemli bir hızla hareket eder. Jüpiter'in Güneş etrafındaki bir turunu tamamlaması için on iki yıl gerekir. Her yılın yaklaşık altı ayı boyunca Jüpiter, herhangi bir yıldızdan daha parlak ve istikrarlı bir şekilde gece gökyüzünden üzerimize parlar. 1970'lerin sonlarında bir kış nesnesiydi, ancak 1980'de bahar gökyüzüne hükmedecek ve 1982 civarında bir yaz "yıldızı" olacak.

* Küçük bir teleskop veya dürbünle görülse bile, Jüpiter, bir yıldızın minik, parlak görüntüsünden oldukça farklı, hafif bantlı bir disk sergileyen gerçek bir dünyaya benziyor. Ayrıca uydu ailesinin en parlak üyelerini, gezegen boyunca doğu-batı yönünde uzanan düz bir çizgi boyunca yayılan yıldız benzeri noktalar olarak ortaya koyuyor. Yörüngeleri Dünya'dan yandan görülen bu gezegen büyüklüğündeki uydulardan dördü var, görünüşe göre konfigürasyonlarını saat başı değiştirerek sürekli ileri geri hareket ediyorlar.

* Ocak 1610'da Galileo, yeni icat edilen teleskopu astronomiye uygulamak için ilk girişiminde Jüpiter'in dört büyük uydusunu keşfetti. Hareketlerini, Jüpiter'i çevreleyen nesnelerin hareketi olarak doğru bir şekilde yorumlayarak, Dünya'dan başka bir merkez etrafında göksel hareketin ilk açık kanıtını oluşturdu. Bu uyduların keşfi, modern astronominin temelini oluşturan Kopernik devrimini desteklemede önemli bir rol oynadı.

* Birkaç on yıl sonra, ışık hızının ilk ölçümünü yapmak için Jüpiter'in uyduları kullanıldı. Hareketlerini izleyen gözlemciler, Jüpiter Dünya'dan uzaktayken uydu saatinin yavaş çalıştığını ve iki gezegen birbirine yakın olduğunda hızlandığını öğrenmişlerdi. 1675'te Danimarkalı astronom Ole Roemer, bu değişikliğin ışığın sonlu hızından kaynaklandığını açıkladı.

* Uydular yalnızca uzun mesafelerde yavaş çalışıyor gibiydi çünkü onlardan gelen ışığın Dünya'ya ulaşması daha uzun sürdü. Dünya ve Jüpiter'in yörüngelerinin boyutlarını ve gecikme miktarını (yaklaşık on beş dakika) bilen Roemer, fiziksel evrenin en temel sabitlerinden birini, yani ışık hızını (saniyede yaklaşık 300.000 kilometre) hesaplayabildi.

* Jüpiter'in dört büyük uydusu, keşiflerinden sonra Galile uyduları olarak adlandırılır. Bireysel isimleri Io, Europa, Ganymede ve Callisto, Galileo'nun çağdaşı ve rakibi olan Simon Marius tarafından önerildi. (Marius, Galileo'dan birkaç hafta önce uyduları keşfettiğini iddia etti, ancak modern bilim adamları iddiasını çürütme eğilimindedir.) Io, Europa, Ganymede ve Callisto, Greko-Romen mitolojisinde tanrı Jüpiter'in aşıklarının isimleridir. Jüpiter sevgili edinmekten hiç çekinmediğinden, diğer on bir Jovian uydusu ve henüz keşfedilmemiş olanlar için bu tür yeterince isim var.

* Galileo'nun ölümünü takip eden yüzyılda, teleskoplardaki gelişmeler Jüpiter'in boyutunu ölçmeyi ve ekvatordan şiştiğini not etmeyi mümkün kıldı. Ekvator çapı bugün 142.800 kilometre olarak bilinirken, Jüpiter kutuptan kutba sadece 133.500 kilometre ölçer. Karşılaştırma için, Dünya'nın çapı 12.900 kilometredir, sadece onda biri kadar büyüktür ve Dünya'nın düzleşmesi de çok daha küçüktür (yüzde birden az). Gökbilimciler, uyduların yörüngelerini ölçerek ve Johannes Kepler ve Isaac Newton tarafından keşfedilen gezegensel hareket yasalarını uygulayarak Jüpiter'in toplam kütlesini (yaklaşık 2 x 10^24 ton veya Dünya kütlesinin 318 katı) belirleyebildiler. .

* Bir kez büyüklük ve kütle bilindiğinde, bir gezegenin diğer bir temel özelliğini, yoğunluğunu hesaplamak mümkündür. Hacme bölünen kütle olan yoğunluk, bir gezegen gövdesinin bileşimi ve iç yapısı hakkında önemli ipuçları sağlar. Esas olarak kayalık ve metalik malzemelerden oluşan bir cisim olan Dünya'nın yoğunluğu, suyun yoğunluğunun 5,6 katıdır. Jüpiter'in kütlesi Dünya'nın 318 katı, hacmi Dünya'nın 1.317 katıdır. Böylece Jüpiter'in yoğunluğu, Dünya'nınkinden önemli ölçüde daha düşüktür ve suyun yoğunluğunun 1.34 katıdır. Bu düşük yoğunluktan, Jüpiter'in sadece Dünya'nın ve iç güneş sistemindeki diğer kayalık gezegenlerin büyük bir kardeşi olmadığı uzun zaman önce belliydi. Aksine, Jüpiter dev, gaz açısından zengin gezegenler Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün'ün prototipidir. Bu dev gezegenler, düşük yoğunluklarından dolayı, Merkür, Venüs, Dünya, Ay ve Mars'tan temelde farklı bir bileşime sahip olmalıdır.

Teleskoptan Jüpiter

* Jüpiter, berrak bir gecede çıplak gözle görülen güzel bir manzaradır, ancak yalnızca bir teleskopla ihtişamını ortaya çıkarmaya başlar. En göze çarpan özellikler, ekvatora paralel uzanan ve mavi, sarı, kahverengi ve turuncu tonlarında ince bir şekilde gölgelenen değişken açık ve koyu bantlardır. Ancak, bu bantlar gezegenin tek göze çarpan işaretleri değildir. 1664'te İngiliz gökbilimci Robert Hooke ilk olarak Jüpiter'de büyük bir oval nokta gördüğünü bildirdi ve teleskoplar geliştikçe ek noktalar kaydedildi. Gezegen kendi ekseni etrafında dönerken, bu tür noktalar disk boyunca taşınır ve Jüpiter'in dönüş hızını ölçmek için kullanılabilir. Dev gezegen o kadar hızlı dönüyor ki, bir Jovian günü, Dünya'daki bir günün yarısından daha az, ortalama on saatin biraz altında.

* On dokuzuncu yüzyıl boyunca, giderek daha sofistike teleskoplar kullanan gözlemciler, bant yapısında, yoğunluk ve renk bakımından yıldan yıla değişen ince çizgiler, çizgiler ve festoonlarla daha karmaşık ayrıntıları görebildiler. Ayrıca, gözlemler, gezegenin tüm bölümlerinin ekvator yakınında aynı periyotla dönmediği, bir Jovian gününün görünen uzunluğunun daha yüksek enlemlerde ortalama günden birkaç dakika daha kısa olduğu dikkat çekici gerçeği ortaya çıkardı. Böylece Jüpiter'in yüzeyinin katı olmadığı ve gökbilimciler, değişen bulutlardan oluşan çalkantılı bir kaleydoskopa baktıklarının farkına vardılar.

* Jüpiter'in yüzü her zaman değişse de, bazı noktalar ve diğer bulut özellikleri, bir seferde yıllarca, Dünya'daki en büyük fırtınalardan çok daha uzun süre hayatta kalır. Uzun ömür rekoru Büyük Kırmızı Nokta'ya gidiyor. Dünya gezegeninden daha büyük olan bu devasa kırmızı oval, ilk olarak üç yüzyıldan fazla bir süre önce görüldü. On yıldan on yıla boyut ve renk olarak değişti ve on sekizinci yüzyılın sonlarında yaklaşık elli yıl boyunca hiçbir görüş bildirilmedi, ancak yaklaşık 1840'tan beri Büyük Kırmızı Nokta Jüpiter diskindeki en belirgin özellik olmuştur.

* Jüpiter'in atmosferinin bileşiminin ölçülebilmesi ancak yirminci yüzyıla kadar mümkün değildi. 1905'te gezegenin spektrumları, kırmızı ve kızılötesi dalga boylarında güçlü bir şekilde emen gazların varlığını ortaya çıkardı, otuz yıl sonra bunlar amonyak ve metan olarak tanımlandı. Bu iki zehirli gaz, sırasıyla azot ve karbon ile birleştirilmiş hidrojenin en basit kimyasal bileşikleridir. Dünya atmosferinde kararlı değillerdir, çünkü kimyasal olarak oldukça aktif olan oksijen onları yok eder. Jüpiter'de metan ve amonyak bulunması, serbest oksijenin mevcut olamayacağını ve atmosfere oksitleyici değil indirgeyici bir durumun hakim olduğunu gösterdi. Daha sonra, hidrojen spektroskopik olarak tanımlandı. Metan veya amonyaktan çok daha bol olmasına rağmen, hidrojeni tespit etmek daha zordur.

* 1940'larda ve 1950'lerde Alman Amerikalı astronom Rupert Wildt, Jüpiter'in hâlâ genel olarak kabul edilen bir resmini elde etmek için mevcut tüm verileri kullandı. Hem düşük toplam yoğunluğun hem de atmosferdeki hidrojen açısından zengin bileşiklerin gözlemlenen varlığının, Güneş ve yıldızlara benzer bir kütle bileşimi ile tutarlı olduğunu kaydetti. Bu "kozmik bileşim", birlikte evrendeki tüm malzemenin yaklaşık yüzde 99'unu oluşturan en basit iki element olan hidrojen ve helyum tarafından yönetilir. Wildt, dev gezegenlerin büyüklükleri nedeniyle bu ilkel bileşimi korumayı başardıklarını, hidrojen ve helyumun daha küçük iç gezegenlerden kaçtığını varsaymıştı. Ayrıca, Jüpiter'in iç yapısının nasıl olabileceğini hesaplamak için hidrojen ve helyumun özellikleri hakkındaki bilgisini kullandı ve gezegenin çoğunlukla sıvı veya gaz olduğu sonucuna vardı. Wildt, muhtemelen içte derinlerde katı bir madde çekirdeği olduğunu öne sürdü, ancak Jüpiter'in büyük bir kısmı akışkan, aşırı derecede viskoz ve görünür atmosferin derinliklerinde sıkıştırılmış, ancak yine de katı değil. Yukarıdan görülen atmosfer, binlerce kilometre kalınlığındaki bir gaz okyanusunun en ince ve en üst tabakasıdır.

(Bevan M. French ve Stephen P. Maran, ed., "A Meeting with the Universe," NASA EP-177, U.S. Government Printing Office, 1981.)

* 1958'de formüle edilen bir teoriye göre, Jüpiter'in içi büyük bir metalik hidrojen çekirdeği içerir.

* 1973'te Pioneer 10 ve 1974'te Pioneer 11, Jüpiter'in ilk uçuşlarını yaptı, her iki uzay aracı da asteroit kuşağından ve Jovian hapsolmuş radyasyondan geçerken hayatta kaldı. Bu uzay aracından elde edilen bulgular arasında şunlar vardı: * Kutupsal düzleşmesinin yanı sıra, Jüpiter çok simetriktir ve yerçekimsel anomalileri yoktur, sıvı bir gezegen gibi davranır.

* Jüpiter, yer temelli gözlemlerde belirtilenden biraz daha büyük.

* Yerden yapılan ölçümlerden de anlaşılacağı gibi Jüpiter, Güneş'ten aldığının iki katı kadar enerji yaymaktadır.

* Gezegenin merkezindeki sıcaklık 30.000°C olabilir.

* Yere dayalı çalışmalardan Jüpiter'in atmosferinin yaklaşık 2'ye 1 oranında çoğunlukla hidrojen ve helyumdan oluşması gerektiği sonucuna varıldı. Atmosferdeki parlak bantlar ("bölgeler") karanlık olanlardan ("kemerler") daha soğuktur.

* 1986'da önerilen bir teori, Büyük Kırmızı Nokta'yı atmosferdeki dönen bir sütunun tepesi olarak yorumlar.

* Pioneer 10 ve 11 görevlerinin sonuçları arasında

* Jovian atmosferinin genel bantlı yapısı orada kutupların yakınında mevcut değildir, oval sirkülasyon desenleri gelişir.

* Kutuplarda kalın, aerosol içermeyen veya "mavi gökyüzü" atmosferi bulundu.

* Parlak bölgeler, daha yüksek irtifalarda yükselen bulut kütlelerinden oluşurken, kuşaklar, atmosfere daha derin bir bakış sağlayan alçalan kütlelerdir.

* İki bulut katmanı mevcuttur, kalın, alçak bulut güvertesinin tepesinde daha ince, daha net bir bölge bulunur.

* Ayrıntılı çalışma, bulutlar arasındaki hızlı hareketleri ve rüzgar hızlarındaki değişiklikleri gösterdi.

* Atmosferin derinliklerinden yükselen parlak sıcak malzeme bulutları gözlendi.

* 1973 ve 1974 yılları arasında Büyük Kırmızı Leke'nin akış düzeninde değişiklikler gözlendi ve diğer özellikler kasırga benzeri fırtınalar olarak yorumlandı.

* Helyum tespit edildi, bu da Jovian atmosferik bileşiminin daha önce çıkarıldığını doğruladı.

* Voyager 1 ve Voyager 2, 1979'da Jüpiter'in ve uydularının yanından uçtu ve bu çift uzay aracından elde edilen bulgular arasında şunlar vardı:

* Aşağıdan daha sıcak malzeme püskürmeleri, bulutların yayılmasının takip ettiği parlamalarla bildirilir.

* Kuşakların ve bölgelerin sınırları boyunca atmosferik jet akımları, tüyler ve yoğun türbülans meydana gelir.

* Jovian atmosferinde basit dalga hareketlerinden ziyade gerçek bir kütle hareketi vardır. * Kutup bölgelerinde doğu-batı rüzgar yapısı mevcuttur. * Büyük Kırmızı Nokta, yer temelli gözlemlerden tahmin edildiği gibi, yaklaşık 6 gün içinde saat yönünün tersine döner.

* Jovian atmosferinde hacimce helyum oranı 0.11'dir.

* Kutup bölgelerinde keşfedilen auroralar, Jüpiter ile uyduları arasındaki manyetik alan çizgileri ve akımlarla ilgilidir.

* Bulut tepelerinde yıldırım "süper cıvatalar" tespit edildi.

* Atmosferden yoğun ultraviyole emisyonu vardır.

* Jovian atmosferinin çeşitli zamanlarda tespit edilen küçük bileşenleri arasında etan ve asetilen su buharı (1975'te Kuiper Havadan Gözlemevi kullanılarak bulundu), karbon monoksit fosfin (PH3) ve alman (GeH4) gibi döteryum (ağır hidrojen) bileşikleri organik moleküller bulunur. ).

Jüpiter'in Manyetik Alanı ve Hapsedilmiş Radyasyonu

*Jüpiter'den doğal olarak üretilen radyo patlamalarının keşfi, 1955'te yer tabanlı bir radyo teleskopuyla gerçekleştirildi. Teori, patlamaları hesaba katmak için güçlü bir manyetik alanın mevcut olması gerektiğini gösterdi ve ek radyo gözlemleri, birçok patlamanın meydana geldiğini gösterdi. patlamalar, Jovian ayı Io'nun konumu ile ilgilidir.

*Pioneer 10 ve 11'in bulguları arasında

* Manyetik alan tespit edildi ve çok büyük olduğu bulundu. Jovian manyetosferinin yay şoku, ölçülen 26 milyon kilometre (16 milyon mil) genişliğe sahipti. Jovian'ın manyetik kuyruğu Satürn'ün yörüngesinin ötesine uzanır. Manyetosfer Dünya'dan gökyüzünde görülebilseydi, Güneş veya Ay'dan daha büyük görünürdü.

* Jovian manyetik alanı Dünya'nınkinden 10 kat daha güçlüdür ve 20.000 kat daha fazla enerji içerir.

* Manyetik alanın ekseni, Jüpiter dönüş ekseninden 11 derece eğiktir ve Jüpiter'in merkezinden Dünya'nın alan eksenine benzer bir şekilde dengelenmiştir.

* Jovian manyetik alanının "kuzey" manyetik kutbu Jüpiter'in güney kutbundadır.

* Manyetik alan, güneş rüzgarındaki basınç değişimleri nedeniyle Jüpiter'in güneşe bakan tarafında boyut olarak hızla dalgalanıyor, bu etki iki Voyager uzay aracı tarafından daha ayrıntılı olarak incelendi.

* Jovian radyasyon kuşağında enerjik protonlar bulundu ve ölçüldü.

* Yüksek enerjili atomik parçacıkların akışlarının Jovian manyetosferinden fırlatıldığı ve Dünya'nın yörüngesine kadar gittiği keşfedildi.

* Jüpiter ile bazı uyduları, özellikle Io arasında elektrik akımlarının aktığı tespit edildi.

* Voyager 1 ve 2'nin bulguları arasında şunlar vardı:

* Jovian manyetosferi içinde 4,8 milyon kilometre (3 milyon mil) çapında devasa bir plazma tabakası (elektrik yüklü atomik parçacıklardan oluşan bir gaz) bulunur. Plazma tabakası Jüpiter ve manyetik alanı ile birlikte döner.

* Manyetosferik plazmanın bir kısmı, milyonlarca derece olarak dikkate değer ölçüde yüksek bir sıcaklığa sahiptir. Plazmadaki yüksek enerjili parçacıklar arasında hidrojen, kükürt ve oksijen iyonları bulunur.

* 1973'te bulunmayan kükürtten zengin bir plazma, Io yakınlarında, yaklaşık 100.000°C sıcaklıkta tespit edildi.

* Jüpiter ile Io arasındaki elektrik akımı yaklaşık 5 milyon amperde ölçülmüştür.

* Yakındaki plazmada radyo emisyonlarının üretilebileceği bulundu.

Jüpiter'in Ayları ve Halkası

* 1970'lerde Jüpiter uydularının yer tabanlı çalışmaları, iki ek küçük uydunun varlığını ve en dıştaki üç Galile uydusu Europa, Ganymede ve Callisto'nun yüzeylerinde su buzunun varlığını ortaya çıkardı.

* Pioneer 10 ve 11'den gelen jovian uyduları hakkındaki bulgular şunları içeriyordu:

* En dıştaki iki Galile uydusu, Ganymede ve Callisto, Dünya'nın Ay'ından daha az yoğundur.

* Io'nun yer temelli gözlemlerden hesaplanandan yüzde 28 daha büyük olduğu ve Ay'ımızdan 1,22 kat daha büyük olduğu bulundu.

* Io'da, Dünya atmosferinin yoğunluğunun yaklaşık 1/20.000'i kadar olan ve yüzeyden yaklaşık 115 kilometre (70 mil) yüksekliğe kadar uzanan ince bir atmosfer keşfedildi.

* Yerden tespit edilen Io ve yörüngesi etrafında bir sodyum buharı bulutu tespit edildi ve bir hidrojen bulutuna da dalmış olduğu tespit edildi.

Voyager 1 ve 2 görevlerinin sonuçları şunları içeriyordu:

* Üç ek ay daha keşfedildi.

* Jüpiter'in küçük iç uydusu Amalthea'nın eliptik bir şekle sahip olduğu bulundu. Gerçekte, yaklaşık 265 x 140 kilometre (165 x 87 mil) boyutunda büyük bir kayadır.

* Dünya dışında bulunan aktif volkanizmanın ilk kanıtı olan Io'da volkanik patlamalar keşfedildi. Volkanizma muhtemelen gelgit ısınması ile indüklenmiştir. Patlayan tüyler yüzeyden 320 kilometreye (200 mil) kadar uzanır ve volkanik aktivite birkaç ay içinde değişir.

* Io üzerinde, yüzeyin geri kalanından 150° C daha sıcak ve volkanik özelliklerle ilişkili bir sıcak nokta keşfedildi.

* Europa'nın, neredeyse hiç topografik kabartmanın olmadığı, temelde düz araziden oluşan bir dünya olduğu bulundu. Çatlaklarla değil, kesişen doğrusal özelliklerle işaretlenmiştir ve yüzey, çarpma kraterlerinin olmamasından da anlaşılacağı gibi çok gençtir.

* Ganymede'de hem kraterli hem de yivli araziler mevcut, bu ayın buzlu kabuğu küresel olarak deforme olmuş gibi görünüyor.

* Ganymede'nin jovian manyetik alanında belirgin rahatsızlıklar ürettiği ve 200.000 kilometre (124.000 mil) uzaklığa kadar sıkışmış radyasyon kuşakları oluşturduğu bulundu.

* Callisto's crust is ancient and heavily cratered, with large impact basins.

* A ring around Jupiter was discovered inside the orbit of the innermost moon. It apparently extends down to the top of the jovian atmosphere.

JPL's NARRATIVE SUMMARY OF JUPITER

(NASA, Jet Propulsion Laboratory, "Our Solar System at a Glance," NASA Information Summaries, PMS 010-A (JPL), June 1991.)

Beyond Mars and the asteroid belt, in the outer regions of our solar system, lie the giant planets of Jupiter, Saturn, Uranus and Neptune. In 1972, NASA dispatched the first of four spacecraft slated to conduct the initial surveys of these colossal worlds of gas and their moons of ice and rock. Jupiter was the first port of call.

Pioneer 10, which lifted off from Kennedy Space Center in March 1972, was the first spacecraft to penetrate the asteroid belt and travel to the outer regions of the solar system. In December 1973, it returned the first close-up images of Jupiter, flying within 132,252 kilometers (82,178 miles) of the planet's banded cloud tops. Pioneer 11 followed a year later. Voyagers 1 and 2 were launched in the summer of 1977 and returned spectacular photographs of Jupiter and its family of satellites during flybys in 1979.

These travelers found Jupiter to be a whirling ball of liquid hydrogen and helium, topped with a colorful atmosphere composed mostly of gaseous hydrogen and helium. Ammonia ice crystals form white jovian clouds. Sulfur compounds (and perhaps phosphorus) may produce the brown and orange hues that characterize Jupiter's atmosphere.

It is likely that methane, ammonia, water and other gases react to form organic molecules in the regions between the planet's frigid cloud tops and the warmer hydrogen ocean lying below. Because of Jupiter's atmospheric dynamics, however, these organic compounds, if they exist, are probably short-lived.

The Great Red Spot has been observed for centuries through telescopes on Earth. This hurricane-like storm in Jupiter's atmosphere is more than twice the size of our planet. As a high-pressure region, the Great Red Spot spins in a direction opposite to that of low-pressure storms on Jupiter it is surrounded by swirling currents that rotate around the spot and are sometimes consumed by it. The Great Red Spot might be a million years old.

Our spacecraft detected lightning in Jupiter's upper atmosphere and observed auroral emissions similar to Earth's northern lights at the jovian polar regions. Voyager 1 returned the first images of a faint, narrow ring encircling Jupiter.

Largest of the solar system's planets, Jupiter rotates at a dizzying pace, once every 9 hours 55 minutes 30 seconds. The massive planet takes almost 12 Earth years to complete a journey around the Sun. With 16 known moons, Jupiter is something of a miniature solar system.

A new mission to Jupiter, the Galileo Project, is under way. After a six-year cruise that takes the Galileo Orbiter once past Venus, twice past Earth and the Moon and once past two asteroids, the spacecraft will drop an atmospheric probe into Jupiter's cloud layers and relay data back to Earth. The Galileo Orbiter will spend two years circling the planet and flying close to Jupiter's large moons, exploring in detail what the two Pioneers and two Voyagers revealed.


Planetary Satellites, Natural

IV.C.6 The Small Satellites of Jupiter

Jupiter has 28 known small satellites, including three discovered by the Voyager mission. They are all probably irregular in shape (see Table I ). Within the orbit of Io are at least three satellites: Amalthea , Adrastea, and Metis. Amalthea is a dark, reddish heavily cratered object reflecting less than 5% of the radiation it receives the red color is probably due to contamination by sulfur particles from Io. Little else is known about its composition except that the dark material may be carbonaceous.

Adrastea and Metis, both discovered by Voyager, are the closest known satellites to Jupiter and move in nearly identical orbits just outside the outer edge of the thin Jovian ring, for which they may be a source of particles. Between Amalthea and Io lies the orbit of Thebe, also discovered by Voyager. Little is known about the composition of these satellites, but they are most likely primarily rock–ice mixtures. The three inner satellites sweep out particles in the Jovian magnetosphere to form voids at their orbital positions.

Moving outward from Jupiter, we find a class of four satellites moving in highly inclined orbits (Lysithea, Elara, Himalia, and Leda). They are dark, spectrally neutral objects, reflecting only 2 or 3% of incident radiation and may be similar to carbonaceous asteroids.

Another family of objects is the outermost four satellites, which also have highly inclined orbits, except they move in the retrograde direction around Jupiter. They are Sinope, Pasiphae, Carme, and Ananke, and they may be captured asteroids.


Scientists Precisely Pinpoint Position of Saturn, its Moons

A team of researchers using NASA’s Cassini spacecraft and a ground-based radio-telescope system has accurately determined the center of mass, or barycenter, of Saturn and its moons to within about 4 km. The measurement is about fifty times more precise than the other existing measurements.

This image was obtained on 10 September 2007 by NASA’s Cassini spacecraft, at a distance of approximately 3.3 million km from Saturn. Rhea – Saturn’s second largest moon – is visible against the bluish backdrop of the planet’s northern hemisphere. Mimas – Saturn’s seventh largest moon – appears as a speck against the ring shadows on planet’s western limb. Image credit: NASA / JPL / Space Science Institute.

The team used the Very Long Baseline Array (VLBA) to pinpoint the position of Cassini as it orbited Saturn over the past decade. They then combined these data with information about the spacecraft’s orbit from NASA’s Deep Space Network.

The combined observations allowed the team to make the most accurate determinations yet of the position of the barycenter of Saturn and its numerous moons.

“This work is a great step toward tying together our understanding of the orbits of the outer planets of our Solar System and those of the inner planets,” said team leader Dr Dayton Jones of NASA’s Jet Propulsion Laboratory in Pasadena, California.

The new measurement was made possible by two factors: Cassini’s long-term presence in the Saturn system and the VLBA’s ability to discern extremely fine detail.

The result is a greatly improved table of predicted positions of objects in the Saturn system, known as an ephemeris.

The improved positional information will help enhance precise navigation of interplanetary spacecraft and help refine measurements of the masses of Solar System objects. It will also improve predictions of when Saturn or its rings will pass in front of background stars – events that provide a variety of research opportunities for astronomers.

VLBA measurements of Cassini’s position have even helped scientists who seek to make ever-more-stringent tests of Albert Einstein’s theory of general relativity by observing small changes in the apparent positions of actively feeding black holes, or quasars, as Saturn appears to pass in front of them on the sky.

Cassini’s navigation team began using new positional information provided by the ongoing study in 2013.

The new ephemeris has enabled them to design better maneuvers for the spacecraft, leading to mission-enhancing savings in propellant.

Previously, the navigators performed their own estimates of the positions of Saturn and its satellites using data gleaned by tracking Cassini’s radio signal during its communications with Earth.

The results were presented January 8 at the 225th Meeting of the American Astronomical Society in Seattle.


The Dance of Jupiter's Moons

Four hundred years ago, the astronomer Galileo Galilei announced his discovery of four moons orbiting around the planet Jupiter, each seen as a distinct white dot through his telescope. However, only in the span of the last four decades have astronomers been able to study the Jovian moons in detail to reveal that the four—Io, Europa, Ganymede, and Callisto—are fascinating worlds of their own.

Though they are all of similar sizes—about one fourth of Earth's radius—the four moons are diverse: Io is violently volcanic, Europa is encrusted in ice, Ganymede has a magnetic field, and Callisto is pockmarked with ancient craters. Moreover, icy Europa is considered a strong candidate for hosting life in the solar system.

One open question still puzzles planetary scientists: How did the Jovian satellites form?

Now, Caltech professor of planetary science Konstantin Batygin (MS ✐, PhD ✒) and his collaborator Alessandro Morbidelli of Observatoire de la Côte dɺzur in France have proposed an answer to this longstanding question. Using analytical calculations and large-scale computer simulations, they propose a new theory of the Jovian satellites' origins. The research is described in a paper appearing in the May 18 issue of Astrofizik Dergisi.

During the first few million years of our sun's lifetime, it was surrounded by a protoplanetary disk made up of gas and dust. Jupiter coalesced from this disk and became encircled by its own disk of satellite-building material. This so-called circum-Jovian disk was fed by material from the protoplanetary disk that rained down on Jupiter at the planet's poles and flowed back out of Jupiter's sphere of gravitational influence along the planet's equatorial plane. But this is where things get tricky for satellite formation how did this ever-changing disk accumulate enough material to form moons?

Batygin and Morbidelli's new model addresses this by incorporating the physics of interactions between dust and gas in the circum-Jovian disk. In particular, the researchers demonstrate that for icy dust grains of a specific size-range, the force dragging them toward Jupiter and the force (entrainment) carrying them in the outward flow of the gas cancel each other perfectly, allowing the disk to act like a giant dust trap. Batygin says the inspiration for the idea came when he was out for a run.

"I was running up a hill, and saw that there was a bottle on the ground that was not rolling down the hill because wind coming from behind me was pushing it upward and holding it in equilibrium with gravity," he says. "A simple analogy came to mind: if a beer bottle rolling down an inclined plane is akin to orbital decay of solid grains due to hydrodynamic drag, then particles of a certain size-range must find an equivalent balance in orbit of Jupiter!"

The researchers' model proposes that, due to this balance between inward drag and outward entrainment, the disk around Jupiter became rich in icy dust grains, each about one millimeter in size. Eventually, this ring of dust became so massive that it collapsed under its own weight into thousands of "satellitesimals"—icy asteroid-like objects about 100 km across. Over thousands of years, satellitesimals coalesced into moons, one at a time.

According to the model, as the first moon (Io) formed and its mass reached a certain threshold, its gravitational influence began to raise waves in the gaseous disk of material that surrounded Jupiter. By interacting with these waves, the moon migrated toward Jupiter until it reached the inner edge of the circum-Jovian disk, close to its present orbit. The process then began again with the next moon.

This sequential process of formation and inward migration led Io, Europa, and Ganymede to lock into an orbital resonance—a configuration where for every four times Io goes around Jupiter, Europa goes around twice and Ganymede goes around once. This so-called Laplace resonance is one of the most striking and well-known features of the moons' orbits.

Finally, the model suggests that radiation from the sun eventually blew away the remaining gas in the disk around Jupiter, leaving behind the residual satellitesimals that then formed the fourth and final major moon, Callisto. However, with no gas left to drive long-range migration, Callisto could not join the other moons in resonance, and was left stranded to revolve around Jupiter every two weeks.

"The process we described for the formation of the satellites of Jupiter may be a general one," says Morbidelli. "We now have observations of the disk around one extrasolar giant planet, PDS70c, and it looks extraordinarily rich in dust, like we envision for the disk of Jupiter before the formation of its satellites."

There is still much to discover about the Jovian moons. NASA's Europa Clipper mission, launching in 2024, will visit Europa with the aim of discovering whether or not it has conditions amenable to life. The European Space Agency also plans to send a mission, called JUpiter ICy moons Explorer (JUICE), focusing on Ganymede, the largest of the Jovian moons.

The paper is titled "Formation of Giant Planet Satellites." The research was supported by the David and Lucile Packard Foundation, the Alfred P. Sloan Foundation, and Observatoire de la Côte dɺzur.


The Dance of Jupiter's Moons

Jupiter Storms Merging Credit: Image data: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS. Image processing by Tanya Oleksuik, © CC BY Professor of Planetary Science Konstantin Batygin explains a new model to describe the formation of Jupiter's four largest moons.

Four hundred years ago, the astronomer Galileo Galilei announced his discovery of four moons orbiting around the planet Jupiter, each seen as a distinct white dot through his telescope. However, only in the span of the last four decades have astronomers been able to study the Jovian moons in detail to reveal that the four—Io, Europa, Ganymede, and Callisto—are fascinating worlds of their own.

Though they are all of similar sizes—about one fourth of Earth's radius—the four moons are diverse: Io is violently volcanic, Europa is encrusted in ice, Ganymede has a magnetic field, and Callisto is pockmarked with ancient craters. Moreover, icy Europa is considered a strong candidate for hosting life in the solar system.

One open question still puzzles planetary scientists: How did the Jovian satellites form?

Now, Caltech professor of planetary science Konstantin Batygin (MS ✐, PhD ✒) and his collaborator Alessandro Morbidelli of Observatoire de la Côte dɺzur in France have proposed an answer to this longstanding question. Using analytical calculations and large-scale computer simulations, they propose a new theory of the Jovian satellites' origins. The research is described in a paper appearing in the May 18 issue of Astrofizik Dergisi.

During the first few million years of our sun's lifetime, it was surrounded by a protoplanetary disk made up of gas and dust. Jupiter coalesced from this disk and became encircled by its own disk of satellite-building material. This so-called circum-Jovian disk was fed by material from the protoplanetary disk that rained down on Jupiter at the planet's poles and flowed back out of Jupiter's sphere of gravitational influence along the planet's equatorial plane. But this is where things get tricky for satellite formation how did this ever-changing disk accumulate enough material to form moons?

Batygin and Morbidelli's new model addresses this by incorporating the physics of interactions between dust and gas in the circum-Jovian disk. In particular, the researchers demonstrate that for icy dust grains of a specific size-range, the force dragging them toward Jupiter and the force (entrainment) carrying them in the outward flow of the gas cancel each other perfectly, allowing the disk to act like a giant dust trap. Batygin says the inspiration for the idea came when he was out for a run.

"I was running up a hill, and saw that there was a bottle on the ground that was not rolling down the hill because wind coming from behind me was pushing it upward and holding it in equilibrium with gravity," he says. "A simple analogy came to mind: if a beer bottle rolling down an inclined plane is akin to orbital decay of solid grains due to hydrodynamic drag, then particles of a certain size-range must find an equivalent balance in orbit of Jupiter!"

The researchers' model proposes that, due to this balance between inward drag and outward entrainment, the disk around Jupiter became rich in icy dust grains, each about one millimeter in size. Eventually, this ring of dust became so massive that it collapsed under its own weight into thousands of "satellitesimals"—icy asteroid-like objects about 100 km across. Over thousands of years, satellitesimals coalesced into moons, one at a time.

According to the model, as the first moon (Io) formed and its mass reached a certain threshold, its gravitational influence began to raise waves in the gaseous disk of material that surrounded Jupiter. By interacting with these waves, the moon migrated toward Jupiter until it reached the inner edge of the circum-Jovian disk, close to its present orbit. The process then began again with the next moon.

This sequential process of formation and inward migration led Io, Europa, and Ganymede to lock into an orbital resonance—a configuration where for every four times Io goes around Jupiter, Europa goes around twice and Ganymede goes around once. This so-called Laplace resonance is one of the most striking and well-known features of the moons' orbits.

Finally, the model suggests that radiation from the sun eventually blew away the remaining gas in the disk around Jupiter, leaving behind the residual satellitesimals that then formed the fourth and final major moon, Callisto. However, with no gas left to drive long-range migration, Callisto could not join the other moons in resonance, and was left stranded to revolve around Jupiter every two weeks.

"The process we described for the formation of the satellites of Jupiter may be a general one," says Morbidelli. "We now have observations of the disk around one extrasolar giant planet, PDS70c, and it looks extraordinarily rich in dust, like we envision for the disk of Jupiter before the formation of its satellites."

There is still much to discover about the Jovian moons. NASA's Europa Clipper mission, launching in 2024, will visit Europa with the aim of discovering whether or not it has conditions amenable to life. The European Space Agency also plans to send a mission, called JUpiter ICy moons Explorer (JUICE), focusing on Ganymede, the largest of the Jovian moons.

The paper is titled "Formation of Giant Planet Satellites." The research was supported by the David and Lucile Packard Foundation, the Alfred P. Sloan Foundation, and Observatoire de la Côte dɺzur.


History of the Voyager Mission

The Voyager mission was designed to take advantage of a rare geometric arrangement of the outer planets in the late 1970s and the 1980s which allowed for a four-planet tour for a minimum of propellant and trip time. This layout of Jupiter, Saturn, Uranus and Neptune, which occurs about every 175 years, allows a spacecraft on a particular flight path to swing from one planet to the next without the need for large onboard propulsion systems. The flyby of each planet bends the spacecraft's flight path and increases its velocity enough to deliver it to the next destination. Using this "gravity assist" technique, first demonstrated with NASA's Mariner 10 Venus/Mercury mission in 1973-74, the flight time to Neptune was reduced from 30 years to 12.

While the four-planet mission was known to be possible, it was deemed to be too expensive to build a spacecraft that could go the distance, carry the instruments needed and last long enough to accomplish such a long mission. Thus, the Voyagers were funded to conduct intensive flyby studies of Jupiter and Saturn only. More than 10,000 trajectories were studied before choosing the two that would allow close flybys of Jupiter and its large moon Io, and Saturn and its large moon Titan the chosen flight path for Voyager 2 also preserved the option to continue on to Uranus and Neptune.

From the NASA Kennedy Space Center at Cape Canaveral, Florida, Voyager 2 was launched first, on August 20, 1977 Voyager 1 was launched on a faster, shorter trajectory on September 5, 1977. Both spacecraft were delivered to space aboard Titan-Centaur expendable rockets.

The prime Voyager mission to Jupiter and Saturn brought Voyager 1 to Jupiter on March 5, 1979, and Saturn on November 12, 1980, followed by Voyager 2 to Jupiter on July 9, 1979, and Saturn on August 25, 1981.

Voyager 1's trajectory, designed to send the spacecraft closely past the large moon Titan and behind Saturn's rings, bent the spacecraft's path inexorably northward out of the ecliptic plane -- the plane in which most of the planets orbit the Sun. Voyager 2 was aimed to fly by Saturn at a point that would automatically send the spacecraft in the direction of Uranus.

After Voyager 2's successful Saturn encounter, it was shown that Voyager 2 would likely be able to fly on to Uranus with all instruments operating. NASA provided additional funding to continue operating the two spacecraft and authorized JPL to conduct a Uranus flyby. Subsequently, NASA also authorized the Neptune leg of the mission, which was renamed the Voyager Neptune Interstellar Mission.

Voyager 2 encountered Uranus on January 24, 1986, returning detailed photos and other data on the planet, its moons, magnetic field and dark rings. Voyager 1, meanwhile, continues to press outward, conducting studies of interplanetary space. Eventually, its instruments may be the first of any spacecraft to sense the heliopause -- the boundary between the end of the Sun's magnetic influence and the beginning of interstellar space. (Voyager 1 entered Interstellar Space on August 25, 2012.)

Following Voyager 2's closest approach to Neptune on August 25, 1989, the spacecraft flew southward, below the ecliptic plane and onto a course that will take it, too, to interstellar space. Reflecting the Voyagers' new transplanetary destinations, the project is now known as the Voyager Interstellar Mission.

Voyager 1 is now leaving the solar system, rising above the ecliptic plane at an angle of about 35 degrees at a rate of about 520 million kilometers (about 320 million miles) a year. Voyager 2 is also headed out of the solar system, diving below the ecliptic plane at an angle of about 48 degrees and a rate of about 470 million kilometers (about 290 million miles) a year.

Both spacecraft will continue to study ultraviolet sources among the stars, and the fields and particles instruments aboard the Voyagers will continue to search for the boundary between the Sun's influence and interstellar space. The Voyagers are expected to return valuable data for two or three more decades. Communications will be maintained until the Voyagers' nuclear power sources can no longer supply enough electrical energy to power critical subsystems.

The cost of the Voyager 1 and 2 missions -- including launch, mission operations from launch through the Neptune encounter and the spacecraft's nuclear batteries (provided by the Department of Energy) -- is $865 million. NASA budgeted an additional $30 million to fund the Voyager Interstellar Mission for two years following the Neptune encounter.


Jupiter’s Plant-Sized Moons – Io, Europa, Ganymede and Callisto – Are Fascinating Worlds of Their Own

Four hundred years ago, the astronomer Galileo Galilei announced his discovery of four moons orbiting around the planet Jupiter, each seen as a distinct white dot through his telescope. However, only in the span of the last four decades have astronomers been able to study the Jovian moons in detail to reveal that the four—Io, Europa, Ganymede, and Callisto—are fascinating worlds of their own.

Though they are all of similar sizes—about one fourth of Earth’s radius—the four moons are diverse: Io is violently volcanic, Europa is encrusted in ice, Ganymede has a magnetic field, and Callisto is pockmarked with ancient craters. Moreover, icy Europa is considered a strong candidate for hosting life in the solar system.

One open question still puzzles planetary scientists: How did the Jovian satellites form?

Now, Caltech professor of planetary science Konstantin Batygin (MS 󈧎, PhD 󈧐) and his collaborator Alessandro Morbidelli of Observatoire de la Côte d’Azur in France have proposed an answer to this longstanding question. Using analytical calculations and large-scale computer simulations, they propose a new theory of the Jovian satellites’ origins. The research is described in a paper appearing in the May 18 issue of Astrofizik Dergisi.


Professor of Planetary Science Konstantin Batygin explains a new model to describe the formation of Jupiter’s four largest moons. Credit: Caltech

During the first few million years of our sun’s lifetime, it was surrounded by a protoplanetary disk made up of gas and dust. Jupiter coalesced from this disk and became encircled by its own disk of satellite-building material. This so-called circum-Jovian disk was fed by material from the protoplanetary disk that rained down on Jupiter at the planet’s poles and flowed back out of Jupiter’s sphere of gravitational influence along the planet’s equatorial plane. But this is where things get tricky for satellite formation how did this ever-changing disk accumulate enough material to form moons?

Batygin and Morbidelli’s new model addresses this by incorporating the physics of interactions between dust and gas in the circum-Jovian disk. In particular, the researchers demonstrate that for icy dust grains of a specific size-range, the force dragging them toward Jupiter and the force (entrainment) carrying them in the outward flow of the gas cancel each other perfectly, allowing the disk to act like a giant dust trap. Batygin says the inspiration for the idea came when he was out for a run.

This composite includes the four largest moons of Jupiter which are known as the Galilean satellites. The Galilean satellites were first seen by the Italian astronomer Galileo Galilei in 1610. Shown from left to right in order of increasing distance from Jupiter, Io is closest, followed by Europa, Ganymede, and Callisto. Credit: NASA/JPL/DLR

“I was running up a hill, and saw that there was a bottle on the ground that was not rolling down the hill because wind coming from behind me was pushing it upward and holding it in equilibrium with gravity,” he says. “A simple analogy came to mind: if a beer bottle rolling down an inclined plane is akin to orbital decay of solid grains due to hydrodynamic drag, then particles of a certain size-range must find an equivalent balance in orbit of Jupiter!”

The researchers’ model proposes that, due to this balance between inward drag and outward entrainment, the disk around Jupiter became rich in icy dust grains, each about one millimeter in size. Eventually, this ring of dust became so massive that it collapsed under its own weight into thousands of “satellitesimals”—icy asteroid-like objects about 100 km across. Over thousands of years, satellitesimals coalesced into moons, one at a time.

According to the model, as the first moon (Io) formed and its mass reached a certain threshold, its gravitational influence began to raise waves in the gaseous disk of material that surrounded Jupiter. By interacting with these waves, the moon migrated toward Jupiter until it reached the inner edge of the circum-Jovian disk, close to its present orbit. The process then began again with the next moon.

This sequential process of formation and inward migration led Io, Europa, and Ganymede to lock into an orbital resonance—a configuration where for every four times Io goes around Jupiter, Europa goes around twice and Ganymede goes around once. This so-called Laplace resonance is one of the most striking and well-known features of the moons’ orbits.

Finally, the model suggests that radiation from the sun eventually blew away the remaining gas in the disk around Jupiter, leaving behind the residual satellitesimals that then formed the fourth and final major moon, Callisto. However, with no gas left to drive long-range migration, Callisto could not join the other moons in resonance, and was left stranded to revolve around Jupiter every two weeks.

“The process we described for the formation of the satellites of Jupiter may be a general one,” says Morbidelli. “We now have observations of the disk around one extrasolar giant planet, PDS70c, and it looks extraordinarily rich in dust, like we envision for the disk of Jupiter before the formation of its satellites.”

There is still much to discover about the Jovian moons. NASA’s Europa Clipper mission, launching in 2024, will visit Europa with the aim of discovering whether or not it has conditions amenable to life. The European Space Agency also plans to send a mission, called JUpiter ICy moons Explorer (JUICE), focusing on Ganymede, the largest of the Jovian moons.

The paper is titled “Formation of Giant Planet Satellites.” The research was supported by the David and Lucile Packard Foundation, the Alfred P. Sloan Foundation, and Observatoire de la Côte d’Azur.

Reference: “Formation of Giant Planet Satellites” by Konstantin Batygin and Alessandro Morbidelli, 18 May 2020, Astrofizik Dergisi.
DOI: 10.3847/1538-4357/ab8937
CaltechAUTHORS: 20200518-080850992


Videoyu izle: Water-Monitoring Satellite Moves Closer to Launch (Eylül 2022).