बृहस्पतिला किती रिंग आहेत? मूळ आणि अधिक

तुम्हाला कधी प्रश्न पडला आहे का?बृहस्पतिला किती वलय आहेत? त्याची मुख्य वैशिष्ट्ये काय आहेत, त्याचे मूळ, त्याची ऐतिहासिक पार्श्वभूमी आणि गुरूच्या या वलयांचा समावेश केलेला प्रत्येक तपास. या पोस्टमध्ये आम्ही याबद्दल बोलू, ते चुकवू नका!

एकूण 4 रिंग आहेत, या रिंग सार्वत्रिक वलयांचा एक वर्ग म्हणून लोकप्रिय आहेत, त्यांच्याकडे या महान ग्रहाला आच्छादित करण्याचे कार्य आहे, अशा प्रकारे एक चांगला व्यवसाय राखला जातो, बहुतेक वेळा या रिंगांचा तृतीय श्रेणी म्हणून ओळखला जातो. ग्रहांच्या रिंग्ज नंतर, सौर यंत्रणेत सापडले:

• शनी
• युरेनस

ऐतिहासिक पार्श्वभूमी

बृहस्पतिच्या वलयांची उपस्थिती अनेक तपासण्यांमुळे प्राप्त झाली, जिथे 1975 मध्ये पायोनियर स्पेस प्रोबद्वारे ज्युपिटरच्या उड्डाण दरम्यान रेडिएशन टेपचा वापर करून विश्लेषणाद्वारे विविध प्रक्रिया केल्या गेल्या, जिथे वाढत्या उर्जेच्या कणांच्या मोजणीत घट झाली. जे ग्रहाच्या झोनच्या वर 600 ते 70.000 किलोमीटरच्या पट्ट्यांमध्ये असते त्यामुळे त्याची अधिक क्षमता राखली जाते.

1980 च्या दरम्यान, व्हॉयेजर प्रोबचे आभार मानून एक महत्त्वपूर्ण योगदान परिभाषित केले गेले होते, जिथे रिंग सिस्टममधील प्रकाशाच्या क्रियेद्वारे प्रथम प्रतिमा पाहिली गेली.

याबद्दल धन्यवाद, व्हॉयेजर 2 च्या मदतीने मोठ्या संख्येने फोटो घेणे शक्य झाले, हे सामान्य आहे की या प्रत्येक अभ्यासासह त्यांनी या रिंग्जच्या संस्थेवरील पहिले प्रदर्शन निश्चित केले.

स्कॅन

जरी हे ज्ञात आहे की गुरू ग्रहाला अनेक प्रसंगी भेट दिली गेली होती, गॅलिलिओ ऑर्बिटरचे आभार, त्याने 1996 ते 2004 या वर्षांच्या दरम्यान प्राप्त झालेल्या विस्तृत गुणवत्तेच्या प्रतिमा प्रदान केल्या, त्या प्रत्येकाने जोव्हियन रिंग्सबद्दलच्या ज्ञानाचे समर्थन करण्यास मदत केली.

अशा प्रकारे की 2001 मध्ये कॅसिनी प्रोबने शनि ग्रहावर त्याच्या अंतिम पत्त्यावर पोहोचेपर्यंत प्रवास केला, जिथे संपूर्ण स्तरावर सर्व वलयांवर विस्तृत निरीक्षणे दर्शविली गेली.

अखेरीस मार्च ते एप्रिल 2008 या महिन्यांत नवीन क्षितिज तपासणीद्वारे हस्तांतरित केलेल्या काही प्रतिमा सापडल्या, जिथे या प्रत्येक फोटोमध्ये प्रथमच मूळ रिंगचे संपूर्ण कॉन्फिगरेशन मोठ्या तपशिलाने समजले जाऊ शकते.

केक पेरिस्कोपच्या साहाय्याने स्थलीय झोनमधून बनवलेल्या भिन्न धारणांव्यतिरिक्त ही रिंग प्रणाली 1998 आणि 2003 या वर्षांच्या दरम्यानच्या डेटावर चिन्हांकित केली गेली आहे. हबल पेरिस्कोपच्या मदतीने हे जुनो अन्वेषणाच्या मुख्य उद्देशांपैकी एक आहे. 2000 मध्ये मोठ्या संख्येने ऑप्टिमाइझ केलेल्या प्रतिमा सादर केल्या गेल्या.

बृहस्पति ची निर्मिती

ग्रह आकार देणारे विश्वास दोन प्रकारचे आहेत:

पायथ्यावरील घनफळाच्या बर्फाच्या कोरमधून तयार होणारी निर्मिती पृथ्वीच्या वस्तुमानापेक्षा 20 पट जास्त आहे जी आद्य-सौर नेब्युलामध्ये वायूला आकर्षित करण्यास आणि संचयित करण्यास सक्षम आहे.

थेट गुरुत्वाकर्षणाच्या अर्धांगवायूमुळे होणारी अकाली निर्मिती, तार्‍यासोबत घडते तशीच आहे, या मॉडेल्समध्ये समान सौर मंडळाच्या आणि इतर बाह्य ग्रहांच्या संरचनेत अस्तित्वात असलेल्या सामान्य प्रकारांसाठी खूप भिन्न हस्तक्षेप आहेत.

या दोन बाबींमध्ये ग्रहाच्या पूर्ण आकाराचे वर्णन करण्यासाठी तार्‍यांच्या प्रकारांमध्ये अडथळे येतात, त्याचे परिभ्रमण अंतर 6 खगोलीय एकके आहे, याचा अर्थ असा होतो की गुरू ग्रह निर्मिती क्षेत्रापासून हलला नाही, त्याच्या वातावरणाची रचना मुख्यतः खूप समृद्ध वायू आहे. सूर्याच्या संबंधात.

ग्रहाच्या मध्यवर्ती संरचनेची तपासणी केल्यास आतील गाभ्याची उपस्थिती किंवा कमतरता दिसून येते.

अंतर्गत रचना

ग्रहाचा आतील भाग हायड्रोजन, हेलियम आणि आर्गॉनने बनलेला आहे (बृहस्पतिच्या पायथ्यामध्ये ही वाफ जमा होते) हे हळूहळू संकुचित केले जातात. आण्विक हायड्रोजन अशा प्रकारे दाबला जातो की तो ग्रहाच्या पृष्ठभागाच्या खाली 16000 किलोमीटरपेक्षा जास्त खोलीवर धातूसारखा दिसणारा द्रव बनतो.

पुढील खाली खडकाळ केंद्राचा भाग आहे जो बहुतेक गोठलेल्या आणि अधिक संक्षिप्त घटकांनी बनलेला आहे.

ज्युपिटर रिंग्ज

व्हॉयेजर या नावाने ओळखल्या जाणार्‍या स्पेस प्रोबमुळे प्रथमच वलयांचा शोध लागला, तेव्हापासून 90 च्या दशकात आणि XNUMX व्या शतकाच्या सुरूवातीस या नावाच्या इतर प्रसिद्ध प्रोबच्या मदतीने सर्व ग्रहांचा मोठ्या प्रमाणावर अभ्यास केला गेला:

• गॅलिलियो
• कॅसिनी
• न्यू होरायझन्स

परिणामी, यापैकी प्रत्येक वलय सुमारे २९ वर्षांपासून, जमिनीवर आधारित वेधशाळा आणि हबल नावाच्या स्पेस पेरिस्कोपसारख्या ज्ञात माध्यमांद्वारे निरीक्षण केले गेले आहे.

हे अतिशय काळजीपूर्वक तपासले गेले आणि असे निश्चित केले गेले की ते नाजूक आहेत, ते मोठ्या संख्येने कणांनी बनलेले आहेत, याबद्दल माहिती आहे, कारण त्यांच्या वातावरणात त्यांच्या 4 रचना आहेत, त्या प्रत्येकामध्ये एक परिभाषित देखावा आहे, हे या प्रक्रियेचा मुख्य आधार म्हणून काम करतात.

मुख्य अंगठीला प्रभामंडल म्हणून ओळखले जाते, त्यात अनेक कण असतात जे काही उपग्रहांमधून घेतले गेले होते, त्यापैकी ते वेगळे दिसतात:

• मेटिस
• अॅड्रास्टेआ

या संचाच्या आत काही घटक आहेत, ज्यांचा अभ्यास केला गेला नाही, जरी असे मानले जाते की त्यांची उपस्थिती वर्षानुवर्षे झालेल्या अनेक प्रभावांचा थेट परिणाम म्हणून आहे, ज्यामुळे हे गुण आहेत, त्या प्रचंड गतीमुळे असे अभ्यास आहेत जे ते दर्शवतात. उच्च विशिष्ट रिझोल्यूशन, जेथे मुख्य रिंगमध्ये एक लहान चिन्हांकित रचना असते, अशा प्रकारे त्याची गुणवत्ता दर्शविण्यास व्यवस्थापित करते.

या रिंगच्या आत दृश्यमान प्रकाशाचा बँड आणि इलेक्ट्रोमॅग्नेटिक रेडिएशन असे काही गुण आहेत, अशाप्रकारे रिंगचा एक भाग म्हणून अनिश्चित किंवा निळसर रंग राखणारा प्रभामंडल वगळता रिंगच्या मोठ्या भागावर लालसर रंग असतो. त्यातील मुख्य.

त्या कारणास्तव, स्पेस प्रोबमध्ये मोठ्या ब्राइटनेस मॉडेल्सची निर्मिती केली गेली, जसे की पृथ्वीच्या पृष्ठभागावर पेरिस्कोपच्या मदतीने पाहिले जाऊ शकते, अशा प्रकारे कणांचे आकार पाहिले जाऊ शकतात, ज्याची त्रिज्या 20 सेमी आहे. , हेलो वगळता सर्व रिंगांमध्ये वितरीत केले जाते.

याचे स्वरूप तपासाच्या एका वर्गाखाली आहे, जेथे रिंगांच्या एकूण वस्तुमानात साक्षी नसलेल्या शरीरांचा समावेश होतो, ज्यांचे विशिष्ट कार्य असते कारण ते रिंगांसाठी आवश्यक घटक तयार करतात.

या वलयांचे नेमके वय अद्याप ज्ञात नाही, जरी ते ग्रहाच्या निर्मितीपासून अस्तित्वात असल्याचे मानले जाते.

रिंग प्रणाली

अगोदर निर्देश केलेल्या बाबीसंबंधी बोलताना ज्युपिटर रिंग्ज प्लॅनेटरी रिंग्स म्हणून परिभाषित केले गेले आहेत, म्हणून ते अनेक अभ्यासांचे कारण बनले आहेत, हे अधिक तपशीलांसह प्रदर्शित करण्याच्या उद्देशाने केले गेले होते, यापैकी प्रत्येक उपकरणे, बहुतेक व्यावसायिकांना वाटते की या प्रकारच्या रिंगचा या ग्रहाचा समावेश आहे, कारण नैसर्गिक प्रक्रियेच्या वर्गाचा भाग.

अशाप्रकारे, शनि आणि युरेनसच्या शोधानंतर ही सौरमालेतील तिसरी रिंग सिस्टम असल्याचे ज्ञात आहे.

ज्याचा प्रथम शोध व्हॉयेजर स्पेस प्रोब वापरून केला गेला, जिथे त्याची संपूर्ण रचना 90 च्या दशकात आणि XNUMX व्या शतकाच्या सुरूवातीस, कॅसिनी आणि न्यू होरायझन्स नावाच्या गॅलिलिओ प्रोबच्या सहभागाने पूर्णतः अभ्यासली गेली.

रिंग्जची रचना

ते नाजूक म्हणून ओळखले जातात ज्यात जास्त प्रमाणात कण असतात, त्यांच्याकडे चार रचना असतात ज्या त्या पूर्ण करतात तसेच आत असतात, त्यामध्ये कणांची मजबूत जाडी असते ज्याला हेलो देखील म्हणतात.

ही आदिम रिंग आहे आणि ती उभी आहे कारण ती उजळ आहे, परंतु अगदी बारीक आहे, ज्यामध्ये दोन रुंद रिंग आहेत, परंतु त्याच वेळी जाड आणि नाजूक आहेत, ज्याची यादी खालीलप्रमाणे आहे:

• थेबे फजी रिंग
• Amalthea अस्पष्ट रिंग

वलयांना दिलेला निर्धार, उपग्रहांच्या नावांचा उल्लेख करतो ज्यांच्या घटकांपासून ते बनलेले आहेत, अशा प्रकारे त्यांचे आवश्यक गुण स्पष्ट केले आहेत.

मुख्य रिंग

अरुंद आदिम रिंग हा एक तुकडा आहे ज्यामध्ये ग्रहाच्या संपूर्ण रिंग सिस्टममध्ये सर्वात उजळ आहे, बाह्य किनार ग्रहाच्या केंद्रापासून सुमारे 130.000 किलोमीटर अंतरावर आहे.

या रिंगची अरुंदता 7000 किलोमीटरच्या जवळ आहे, या सर्व गोष्टींसाठी या रिंग्सच्या ब्राइटनेस सममितीची आवश्यकता आहे, या समोरील प्रदीपनसह ब्राइटनेस 126.000 किलोमीटरवर कमी होण्यास सुरुवात होते, अॅड्रास्टेआच्या कक्षेच्या आत, 120.000, XNUMXकिलोमीटर पातळीची पार्श्वभूमी गाठली. Adrastea च्या कक्षेच्या बाहेर याचा अर्थ असा की तो रिंग उपग्रहाचे कार्य पूर्ण करतो.

मूळ आणि वय

पॉयंटिंग-रॉबर्टसन ड्रॅग इफेक्ट आणि जोव्हियन मॅग्नेटोस्फियरच्या इलेक्ट्रोमॅग्नेटिक शक्तींच्या मिश्रणामुळे या मुख्य रिंगमध्ये नेहमीच धूळ साफ केली जाते, बर्फासारखे अस्थिर घटक खूप लवकर नाहीसे होतात आणि धूळ कणांचे आयुष्यभर होण्याची शक्यता असते. धूळ मोठ्या प्रमाणात असू शकते 90 ते 900 वर्षांपर्यंत.

या रिंगमध्ये दोन प्रकारच्या रेणूंचे अस्तित्व स्पष्ट करेल की ही प्रतिमा का आहे, सर्व काही प्रदीपन प्रक्रियेमुळे आहे, रेणू समोरील ओघात कोणत्याही गोष्टीपेक्षा जास्त प्रकाश प्रक्षेपित करतो, शक्यतो जाड एक तयार होतो आणि त्याच्यासारखाच असतो. Adrastea रिंगची कक्षा.

हॅलो रिंग

ही वलय गुरूच्या सर्व वलयांमध्ये सर्वात खोल आणि जाड आहे, बाहेरील कडा मुख्य रिंगमध्ये आहे ज्याची सरासरी त्रिज्या ग्रहाच्या केंद्रापासून किमान 120 किलोमीटर अंतरावर आहे.

रिंगमध्ये असलेले गुण केवळ पावडर असलेल्या संभाव्यतेमुळेच प्रदर्शित केले जाऊ शकतात. रिंगच्या विमानापासून दूर असलेल्या प्रभामंडलाचे क्षेत्र सर्व सबमायक्रॉन धूळ स्थिर होऊ देतात.

रिंगच्या प्रचंड जाडीचा परिभ्रमण झुकाव आणि गुरूच्या चुंबकीय क्षेत्राच्या विद्युत चुंबकीय शक्तीमुळे होणार्‍या धूलिकणांच्या दुर्मिळतेशी जोडला जाऊ शकतो.

अस्पष्ट रिंग

अमाल्थियाची डिफ्यूज रिंग ही एक आयताकृती आकार असलेली बऱ्यापैकी नाजूक संरचना आहे जी अमाल्थियाच्या कक्षेपासून गुरूच्या गाभ्यापासून सुमारे 180 किलोमीटर अंतरावर पसरते.

त्याची आतील धार स्पष्टपणे निर्धारित केलेली नाही, हे आदिम रिंग ग्लो आणि प्रभामंडलाच्या उपस्थितीमुळे आहे, रिंगची जाडी अमॅल्थियाच्या कक्षेजवळ किमान 2500 किलोमीटर आहे, गुरूच्या ओघात थोडीशी कमी होत आहे.

अमाल्थियाच्या डिफ्यूज रिंगमध्ये त्याच्या वरच्या आणि खालच्या कडांजवळ अधिक चमक असते जी हळूहळू तारा उजळते, मोठी किनार बाकीच्या सर्व भागांपेक्षा उजळ असते.

अमाल्थियाच्या कक्षेच्या अगदी आत चकाकी हिंसकपणे मंद होत असतानाही रिंगची बाह्य किनार अगदी स्पष्ट आहे.

थेबे फजी रिंग

हे सर्व जोव्हियन वलयांपैकी सर्वात नाजूक आहे, त्यात एक आयताकृती कॉन्फिगरेशन दिसते जे थेबे कक्षापासून, गुरूच्या केंद्रापासून सुमारे 220000 किलोमीटर अंतरावर किमान 120000 किलोमीटरपर्यंत पसरलेले आहे.

त्याची आतील धार निश्चित केलेली नाही, परंतु ती मुख्य रिंग्ज आणि प्रभामंडलासारखीच चमक कायम ठेवते, ज्यामुळे ते पाहणे अधिक कठीण होते.

थेबेच्या कक्षेजवळ या रिंगची जाडी 8000 किलोमीटर आहे, तर ताऱ्याकडे जाणारा त्याचा मार्ग कमी होतो. ही अंगठी अमाल्थिया रिंगसारखीच आहे, फक्त मोठ्या कडांवर अधिक चमक आहे.

अस्पष्ट रिंग्सची उत्पत्ती

रिंग्सच्या कणाचा उगम मुख्यतः प्रभामंडलाप्रमाणेच आहे, त्याचा स्त्रोत अनुक्रमे अमॅल्थिया आणि थेबेच्या आतील ताऱ्यांवर आधारित आहे. जोव्हियन सिस्टीमच्या बाहेरून येणार्‍या घटकांचा उच्च प्रभावाचा वेग त्याच्या पृष्ठभागावरील धूळ कणांना ठोठावतो.

हे कण सुरुवातीला ज्या उपग्रहांमधून येतात त्याच कक्षा राखतात, परंतु पॉईंटिंग-रॉबर्टसन अनुवाद परिणामाद्वारे हळूहळू या कक्षा ग्रहाच्या दिशेने खाली सरकतात.

रिंगांची जाडी उपग्रहांच्या परिभ्रमण उताराद्वारे परिभाषित केली जाते, हे रिंग्सचे जवळजवळ सर्व गुणधर्म स्पष्ट करते, जसे की आयताकृती झोनचे केस, गुरूची सध्याची जाडी कमी होणे आणि वरच्या आणि खालच्या काठाची मोठी चमक. अंगठ्या च्या.

कोणत्याही परिस्थितीत, असे काही गुण आहेत जे अस्पष्ट राहतात, जसे की थेबे एक्स्टेंशनचे प्रकरण, जे थेबे कक्षाच्या बाहेर चिंतन न केलेल्या शरीरांमुळे आणि मागील-प्रकाशित प्रतिमांमध्ये विचार केलेल्या प्रणालींमुळे होऊ शकते.

रिंग्जची रचना

आदिम रिंग आणि प्रभामंडलाची रचना मेटिस आणि अॅड्रास्टेया नावाच्या तार्‍यांमधून घेतलेल्या कणांच्या प्रमाणाद्वारे परिभाषित केली जाते, यामध्ये इतर पूरक समाविष्ट केले जातात ज्यांचे कौतुक केले जात नाही, कारण यापैकी प्रत्येकाने केलेल्या प्रक्रियांच्या मालिकेचे कारण आहे. एकमेकांपासून उद्भवणारी चिन्हे.

2008 मध्ये न्यू होरायझन्स नावाच्या प्रोबद्वारे प्राप्त झालेल्या चांगल्या प्रतीच्या प्रतिमांचा अभ्यास करण्यात मोठा हातभार होता, कारण त्यांनी मुख्य रिंगमध्ये एक समृद्ध आणि उत्कृष्ट संघटना दर्शविली होती.

दुसरीकडे, वैशिष्ट्ये दर्शवितात की इलेक्ट्रोमॅग्नेटिक रेडिएशनमध्ये दृश्यमान प्रकाशाची एक धार आहे, रिंग्समध्ये प्रभामंडल वजा लालसर रंग आहे.

ही प्रक्रिया फोटोंच्या प्रकारांच्या वापराचे कारण होते, ते वेगवेगळ्या अभ्यासांमध्ये उपस्थित आहेत, स्पेस प्रोब आणि टेलिस्कोपमध्ये उपलब्ध आहेत, हे शिकवते की सांगितलेल्या कणांचा आकार त्रिज्यामध्ये किमान 20 सेमी आहे, बहुतेक परिणामांमध्ये हे गट गोलाकार नसलेले कण म्हणून ओळखले जातात.

बृहस्पति आणि त्याचे महत्त्व

बृहस्पति हा सूर्यमालेचा भाग आहे आणि पाचवा तारा आहे, तो एक प्रचंड प्रातिनिधिक महत्त्व राखतो, कारण तो अनेक अभ्यासांचे उत्पादन आहे, म्हणून तो तथाकथित बाष्पयुक्त ग्रहांचा भाग आहे, त्याचे नाव रोमन चिन्हात येते. देव ज्युपिटर देखील झ्यूस सारखा ओळखला जातो.

हा ग्रह वर्षभरात संपूर्ण चमक राखतो, सर्व काही त्याच्या टप्प्यावर अवलंबून असते, हे सूर्यानंतरचे सर्वात मोठे खगोलीय पिंड म्हणून ओळखले जाते, कारण त्याचे आकारमान मोठे आहे, जे एकत्रितपणे सर्व ग्रहांपेक्षा जास्त आहे.

हे बाष्पयुक्त शरीर म्हणून आयोजित केले जाते, जे हायड्रोजन आणि हेलियमच्या पूरकांनी बनलेले असते, त्यात कोणतीही परिभाषित अंतर्गत पृष्ठभाग नसते.

वातावरणातील गुणांपैकी, हे दर्शविले गेले आहे की ते सुप्रसिद्ध ग्रेट रेड स्पॉट राखते, हे एक महान प्रतिचक्रीवादळ आहे (याचा अर्थ असा आहे की ज्या भागात हवा फिरते त्या भागात त्याचा दाब जास्त असतो) आणि ते त्याच्या भागात स्थित आहे. दक्षिण गोलार्धातील उष्णकटिबंधीय अक्षांश आणि पट्ट्यांमधील ढगांची संरचना थोडी गडद आणि त्याच वेळी अतिशय तेजस्वी भागांसह आहे.

मुख्य वैशिष्ट्ये

बृहस्पतिमध्ये खूप भिन्न गुण आहेत, कारण सौर मंडळातील इतर ग्रहांच्या तुलनेत हा तारा सर्वात जास्त आहे.

तो सर्वांत बलवान ग्रह म्हणून ओळखला जात असला तरी इतर सर्वांच्या घनफळाच्या बेरीजच्या तिप्पट पातळी राखतो.

तेथे मोठ्या संख्येने बाह्य सौर ग्रह सापडले आहेत, त्यांचे वस्तुमान समान आहे, परंतु विशिष्ट स्तरावर गुरूपेक्षा जास्त नाही.

हे रोटेशनच्या संदर्भात एक उत्कृष्ट गती दर्शवते, जी प्रणालीतील इतर ग्रहांपेक्षा जास्त आहे. त्याच्या वैशिष्ट्यांमध्ये असे आढळून आले आहे की ते एका लहान रजिस्टरसह फिरते, जे त्याच्या अक्षावर 12 तासांच्या परिमाणाने परिभाषित केले जाते.

हा वेग ग्रहाच्या चुंबकीय क्षेत्राच्या मोजमापाद्वारे प्राप्त केला जातो.

मासा

बृहस्पतिचे आकारमान अगदी सोपे आहे कारण ते बहुतेक वेळा सूर्याशी असलेल्या संबंधांद्वारे परिभाषित केले जाते, ते त्याच्या पृष्ठभागाच्या अगदी वर स्थित आहे आणि त्यात 1,100 सौर त्रिज्याचा स्तर समाविष्ट आहे, जो त्याच्या मुख्य संरचनेचा भाग म्हणून सूर्यापासून मध्यभागी व्यापतो.

जरी हे वस्तुमान पृथ्वीपेक्षा मोठे असले तरी ते कमी संक्षिप्त आहे, (त्याचा व्यास 12 पट जास्त असल्याने), गुरूच्या बाबतीत त्याचे आकारमान पृथ्वीच्या आकारमानापेक्षा 1320 पट जास्त आहे हे वस्तुस्थिती असूनही. 320 पट जास्त.

बृहस्पति ग्रहाला मिळणार्‍या उष्णतेपेक्षा जास्त उष्णता उत्सर्जित करते, त्या विभक्ततेपासून त्याच्यापर्यंत पोहोचणाऱ्या थोड्या सूर्यप्रकाशामुळे. या कारणास्तव, उष्णतेची समानता केल्विन-हेल्महोल्ट्झ म्हणून ओळखल्या जाणार्‍या असमतोलाद्वारे परिभाषित केली जाते, जी विशिष्ट प्रक्रियेद्वारे केली जाते.

वातावरण

जागतिक वायुमंडलीय कार्याबद्दल, ते अक्षांश आणि वेगाने 510 किलोमीटर प्रति तास पेक्षा जास्त पातळी व्यापणाऱ्या मोठ्या वाऱ्यांनी चिन्हांकित केले आहे.

विषुववृत्तीय क्षेत्रामध्ये 10 तास ते 45 मिनिटांपर्यंत वळण घेऊन जोरदार वारे वाहणाऱ्या प्रदेशांमध्ये वातावरण वितरीत केले जाते.

वातावरण पूर्णपणे ढगांमध्ये गुंडाळलेले आहे, ते बहुतेक वेळा वातावरणातील वातावरण चिन्हांकित करण्यास अनुमती देतात आणि त्यांच्या नेहमीच्या वाढीचा एक क्षेत्र म्हणून उच्च पातळीवरील अशांतता दर्शवतात.

बृहस्पतिमध्ये नेहमी विजांच्या संयोगाने मोठी वादळे असतात, ही वादळे वातावरणात उद्भवणार्‍या आर्द्र उष्णता हस्तांतरणाचा परिणाम असतात आणि ते वायू आणि पाण्याच्या एकाग्रतेशी जोडलेले असतात. या ठिकाणी हवेच्या प्रचंड वाढत्या हालचाली असतात, ज्यामुळे चमकणारे आणि संक्षिप्त ढग तयार होतात.

बँड आणि झोन

ए.एस. विल्यम्स हे खगोलशास्त्रज्ञ होते ज्यांनी 1896 मध्ये गुरू ग्रहावरील वातावरणाची पहिली पद्धतशीर तपासणी केली होती. हे फिती नावाच्या अनेक गडद पट्ट्यांच्या विभागणीद्वारे स्थित आहे आणि क्षेत्रे नावाच्या प्रकाश क्षेत्रांमध्ये आहे, जे सर्व समांतरपणे मांडलेले आहेत.

हे वाऱ्याच्या प्रवाहाची एक पद्धत बनवतात जी अक्षांशाच्या दिशेनुसार आणि वारंवार जास्त तीव्रतेनुसार बदलतात, त्यातील एक मॉडेल विषुववृत्ताचे वारे आहेत, जे किमान 360 किलोमीटर प्रति तासाच्या वेगाने पोहोचतात.

उत्तर विषुववृत्तीय बँडमध्ये, वारे किमान 140 किलोमीटर प्रति तासापर्यंत पोहोचू शकतात, तार्‍याची फिरण्याची गती 10 तास 50 मिनिटे आहे, यामुळे ग्रहाच्या वातावरणात परिभाषित केल्या जाणार्‍या कोरिओलिस बलांना खूप शक्तिशाली बनवते.

महान लाल ठिपका

हे रॉबर्ट हूक नावाच्या इंग्रजी संशोधकाने शोधून काढले होते, ज्याला 1665 मध्ये लक्षात आले की एक महान हवामानशास्त्रीय निर्मिती आहे, जी महान लाल स्पॉट असल्याचे मानले जाते.

या घटनेच्या उपस्थितीचे स्पष्टीकरण देणारी कोणतीही पूर्वीची निरीक्षणे नसली तरी, 20 व्या शतकाच्या भागापर्यंत, बहुतेक मूल्यमापनांवरून असे सूचित होते की त्यांच्यामध्ये सादर केलेले रंग आणि परिमाण बदलत आहेत.

19व्या शतकाच्या शेवटी येर्केस वेधशाळेने मिळवलेल्या प्रतिमा थोड्याशा लांबलचक लाल ठिपक्याची उपस्थिती सिद्ध करतात, जी अक्षांशाच्या समान पातळीशी संबंधित आहे, परंतु त्याच वेळी रेखांशाच्या पृष्ठभागाच्या दुप्पट आहे.

वर्षानुवर्षे, असा विचार केला जात होता की ग्रेट रेड स्पॉट हा एका विशाल पर्वताच्या शिखराचा भाग आहे किंवा तो ढगांवरून वर येणारा एक मैदान आहे.

वातावरणात असलेल्या हायड्रोजन आणि हेलियमच्या घटनेची पडताळणी करताना हा विश्वास 19व्या शतकात टाकून देण्यात आला, अशा प्रकारे हा वायू ग्रह असल्याचे दाखवणे शक्य झाले.

द लिटल रेड स्पॉट

एप्रिल 2007 मध्ये, असे आढळून आले की दुसरा लाल ठिपका दिसला होता, ज्याचा आकार कमीत कमी मुख्य मोठ्या लाल डागाच्या अर्ध्यासारखाच होता.

हा दुसरा लाल ठिपका 1941 पासून BC, DE आणि FA नावाच्या ग्रहावर असलेल्या तीन अफाट पांढर्‍या वक्रांच्या मिलनातून निर्माण झाला आणि 1999 - 2001 या वर्षांच्या दरम्यान BA नावाचा पांढऱ्या रंगाचा एकल वक्र सुरू करून संबंधित आहे. ज्याचा रंग 2007 मध्ये ग्रेट रेड स्पॉट सारख्याच रंगांच्या दिशेने विकसित झाला.

या दोन डागांचा लालसर रंग तयार होतो जेव्हा ग्रहाच्या अंतर्गत वातावरणातील बाष्प वातावरणात उगवतात, प्रतिक्रिया देतात, म्हणूनच इन्फ्रारेडमध्ये असलेल्या मोजमापांवरून असे दिसून येते की दोन डाग मुख्य भागाच्या वर येतात. ढग

त्यामुळे, पांढर्‍या अंडाकृतीपासून लाल रंगात बदल होणे हे वादळ अधिक मजबूत होत असल्याचे लक्षण असू शकते. 2007 मध्ये, हबल कॅमेऱ्याने त्या छोट्या वादळाची नवीन छायाचित्रे मिळवली.

ढग रचना

हे बर्फाळ क्रिस्टल्स बनलेले आहेत. त्यामध्ये असलेल्या लाल रंगाबाबत, हे काही प्रकारच्या रंगीत घटकांचे उत्पादन होते जे ज्ञात नाही, जरी काही व्यावसायिकांनी नमूद केले की हे सल्फर किंवा फॉस्फरसचे पूरक असू शकतात.

परिणामी, बृहस्पतिच्या उघड ढगांच्या खाली, ढगांची एक मोठी विविधता आहे जी अधिक संक्षिप्त आहेत, कारण त्यांच्यात अमोनियम हायड्रोसल्फाइड म्हणून ओळखले जाणारे रासायनिक पूरक आहे, ज्याची आद्याक्षरे NH4HS आहेत.

म्हणून, या ढगांच्या अस्तित्वाच्या मुख्य लक्षणांपैकी एक म्हणजे विद्युत डिस्चार्जच्या निरीक्षणांची संख्या, जे या ताकद स्तरांवर खोल वादळांसारखेच आहे.

ग्रहावरील ढगांचे शीर्ष साधे आणि सपाट पृष्ठभाग तयार करत नाहीत, जूनो अंतराळ यानाने केलेल्या तपासणीमुळे संशोधकांना वातावरणात फिरणारे बँड शोधण्यात मदत झाली, जे ग्रहावर कमीतकमी 4.000 किलोमीटरच्या परिमाणापर्यंत विस्तारत आहेत. .

मध्यभागी उजवीकडे मोठ्या, चकचकीत तरंगणाऱ्या ढगांचा एक पॅच वातावरणाच्या वर उठतो. संशोधक गेराल्ड इचस्टाड यांनी जूनो अंतराळयानाच्या कॅमेऱ्याच्या मदतीने ही प्रतिमा तयार केली आहे.

subequatorial बेल्ट च्या गायब

2011 च्या शेवटी, विविध खगोलशास्त्रज्ञांनी शोधून काढले की बृहस्पतिने उपविषुवीय पट्ट्याचा रंग बदलला आहे, जो गडद होता आणि दक्षिणेकडील भागात होता, जो पांढरा होता, ही घटना घडली जेव्हा बृहस्पति सूर्याच्या विपरीत होता, त्या क्षणापासून पृथ्वीवरून दृश्यमान.

मॅग्नेटोस्फियर

बृहस्पतिमध्ये एक मोठे चुंबकीय क्षेत्र आहे जे मोठ्या परिमाणाच्या संमोहन क्षेत्राने बनलेले आहे. हे चुंबकीय क्षेत्र पृथ्वीवरून पाहिले जाऊ शकते, जेथे ते खूप दूर असले तरीही ते पौर्णिमेच्या चंद्रासारखेच आहे.

हे चुंबकीय क्षेत्र सौर यंत्रणेत अस्तित्वात असलेला एक मोठा भाग आहे. या प्रक्रियेतून चार्ज होणारे रेणू जोव्हियन चुंबकीय क्षेत्राद्वारे शोषले जातात आणि ध्रुवीय प्रदेशात नेले जातात जेथे महान ऑरोरा तयार होतात.

दुसरीकडे, गॅलिलियन तार्‍याच्या ज्वालामुखीद्वारे शोषलेले कण रोटेशनचे टॉरस बनवतात, जेथे चुंबकीय क्षेत्र अतिरिक्त घटक पकडते, जे फील्ड रेषांमधून वाहून नेले जाते, ग्रहाच्या मोठ्या वातावरणाच्या वर.

असे मानले जाते की मॅग्नेटोस्फियरची उत्पत्ती या वस्तुस्थितीवर आधारित आहे की, बृहस्पतिच्या खोल आतील भागात, हायड्रोजन धातूचे कार्य करते, हे उच्च पातळीच्या दाबामुळे होते.

हे धातू इलेक्ट्रॉनचे उत्तम वाहक आहेत, तर ग्रहाच्या फिरण्यामुळे प्रवाह निर्माण होतात, जे एकाच वेळी मोठे चुंबकीय क्षेत्र तयार करतात.

पायोनियर प्रोब्सने जोव्हियन चुंबकीय क्षेत्राची उपस्थिती आणि त्याची विशालता पुष्टी केली, कारण ते स्थलीय क्षेत्रापेक्षा 20 पट जास्त आहे कारण त्यात स्थलीय क्षेत्राशी संबंधित 30 पट जास्त ऊर्जा आहे.

व्हॉयेजर स्पेस प्रोब 

सध्या हा मानवाने बनवलेला घटक आहे जो पृथ्वीपासून सर्वात दूर आहे, जो पृथ्वी आणि सूर्याच्या सापेक्ष वेगाने प्रवास करतो, हे रोझेटा नंतरचे सर्वात प्रसिद्ध घटक आहे.

जरी त्याचे सापेक्ष व्हॉयेजर 2 20 दिवस आधी पाठवले गेले असले तरी, प्लुटोच्या न्यू होरायझन्सच्या शोधापेक्षा ते मूळ व्हॉयेजरपेक्षा खूप कमी कामगिरी करेल असे मानले जात नाही आणि जरी ते पृथ्वीवरून दोन व्हॉयेजर्सपेक्षा वेगाने पाठवले गेले असले तरी ते आपले ध्येय पूर्ण करण्यात यशस्वी झाले.

या दोन व्हॉयेजरने सुरुवातीपासून स्थापित केलेले जीवन चक्र ओलांडण्यात यश मिळविले, या प्रत्येक प्रोबमध्ये रेडिओआयसोटोप थर्मोइलेक्ट्रिक जनरेटर नावाची विद्युत उर्जा राखली जाते, जी मुबलक ऊर्जा निर्माण करण्यास सक्षम असल्याचे मानले जाते, जेणेकरून प्रोबचा पृथ्वीशी संपूर्ण संवाद साधता येईल. किमान 2029 पर्यंत.

न्यू होरायझन्स

हे एक अंतराळ संशोधन आहे जे NASA द्वारे सुसज्ज नव्हते, प्लूटोची तपासणी करण्यासाठी, असे आढळून आले की त्याचे उपग्रह आणि लघुग्रह क्विपर बेल्टमध्ये आहेत.

केप कॅनाव्हरल येथून 19 जानेवारी 2007 रोजी प्रोब लाँच करण्यात आले. नवीन होरायझन्स जानेवारी ते फेब्रुवारी 2008 दरम्यान गुरूच्या पुरेशा जवळ पोहोचले आणि ग्रहाच्या गुरुत्वाकर्षण सहाय्याचा वापर केला आणि त्यामुळे सुमारे 15.000 किलोमीटर प्रतितास या वेगाने एक असमानता प्राप्त झाली.

हे प्रोब NASA च्या न्यू फ्रंटियर्स प्रोग्रामद्वारे केलेले पहिले अन्वेषण आहे, जे मध्यम-किमतीचे प्रोब विकसित करण्यावर केंद्रित होते, ते डिस्कव्हरी क्लासपेक्षा महाग होते आणि फ्लॅगशिपपेक्षा स्वस्त होते. 700 वर्षांच्या कालावधीसाठी शोधाचा एकूण खर्च 17 दशलक्ष डॉलर्स होता.

प्लुटो सिस्टीम, क्विपर टेप आणि प्राथमिक सौरमालेतील बदल कसे निर्माण झाले याचा तपास करणे हा या शोधाचा उद्देश होता. अंतराळयानाने वातावरण, पृष्ठभाग, आतील भाग आणि प्लूटो आणि त्याच्या चंद्रांशी संबंधित सर्वकाही निवडले.

दुसरा उद्देश क्विपर पट्ट्यातील इतर घटकांची तपासणी करणे हा होता, त्याचप्रमाणे न्यू होरायझन्सने लाल ग्रहावर असलेल्या मरिनर प्रोबच्या तुलनेत प्लुटोकडून किमान 6000 पट अधिक माहिती मिळवली.

दुर्बिणी तपासा

ही दुर्बीण मौना केआ वेधशाळेत त्याच नावाच्या जड हवाईयन ज्वालामुखीच्या अगदी जवळ आहे. 4300 मीटर उंचीवर, जे कृत्रिम प्रकाशाच्या स्त्रोतांमध्ये लहान घुसखोरीसह किंवा वातावरणातील फक्त धुके असलेल्या रात्रीचे अद्भुत दृश्य देते.

11 टन वजनाच्या 37 आरशांमध्ये फ्रॅक्शनल मिररसह ते 400 मीटर व्यासाचे आहे, ते ज्वालामुखीच्या शीर्षस्थानी ठेवलेले आहे, ते 1994 मध्ये कार्य करू लागले, संपूर्ण किंमत सुमारे 150 दशलक्ष डॉलर्स होती, जी WM ने दान केली होती. केक संस्था.

हबल स्पेस दुर्बिणी

हे पेरिस्कोप मॉडेल आहे जे वातावरणाच्या बाहेरील भागात स्थित आहे, त्याच्या मार्गावर ते 600 मिनिटांच्या प्रवास चक्रासह समुद्रसपाटीपासून सुमारे 100 किलोमीटरवर पृथ्वीच्या जवळ जाते.

खगोलशास्त्रज्ञ एडविन हबल यांच्या सन्मानार्थ हे नाव देण्यात आले होते, ते 1991 मध्ये NASA आणि युरोपियन स्पेस एजन्सीच्या सहकार्याने ग्रेट ऑब्झर्व्हेटरीज सिस्टम लाँच करण्याच्या योजनेचा एक भाग म्हणून STS-31 नावाच्या शोधात कक्षेत प्रक्षेपित करण्यात आले होते.

हबलच्या सर्वोत्कृष्ट गुणांपैकी एक म्हणजे सुप्रसिद्ध सेवा मोहिमांमध्ये अंतराळवीरांद्वारे शोधण्याची क्षमता.

पॉइंटिंग-रॉबर्टसन प्रभाव

ही अशी प्रक्रिया आहे जिथे धूलिकणांचे रेणू सूर्याच्या दिशेने सर्पिलमध्ये थोडे-थोडे सरकतात, सौर किरणोत्सर्गाच्या परिणामी, हे घडते कारण रेडिएशनमधील दडपशाहीच्या घटकाद्वारे धान्यांचे कक्षीय विस्थापन तटस्थ केले जाते.

ही प्रक्रिया दोन प्रकारे समजली जाऊ शकते, सर्व काही ते जिथे स्पष्ट केले आहे त्यावर अवलंबून असेल. धूलिकणाच्या बाजूने, सूर्याचा प्रसार एका तीव्र कोनात, गतीच्या दिशेच्या दिशेने थोडासा बाहेर येतो असे दिसते, म्हणून सूर्याच्या प्रसरणाचा गर्भाधान हा धान्याचा भाग आहे.