Jupiter

Allikas: Vikipeedia
Disambig gray.svg  See artikkel räägib planeedist; vanarooma jumala kohta vaata artiklit Jupiter (jumal); telesaate kohta vaata artiklit Jupiter (saade); laeva kohta vaata Jupiter (laev)

Jupiter Jupiter symbol.svg
Jupiter.jpg
1979. aastal Voyager 1 tehtud pilt.
Orbiidi omadused
Afeel 5,458104 AU (816520800 km)
Periheel 4,950429 AU (740573600 km)
Orbiidi ekstsentrilisus 0,048775
Tiirlemisperiood * 11,8618 aastat
  • 4332,59 ööpäeva
  • 10475,8 Jupiteri ööpäeva
Orbiidi kalle ekliptika tasandi suhtes 1,305°
Füüsikalised omadused
Mass *1,8986×1027 kg
  • 317,8 Maad
  • 1/1047 Päikest
Tihedus 1.326 g/cm3
Pöörlemisperiood 9 tundi ja 50 minutit
Kaaslasi 67 (2014. aasta seisuga)


Jupiter on viies planeet Päikesest ja Päikesesüsteemi kõige suurem planeet. Hiidplaneet Jupiter ületab kõigi teiste planeetide kogumassi umbes kaks ja pool korda. Päikese massist on Jupiteri mass ligikaudu 1000 korda väiksem. Astronoomid teavad Jupiteri juba antiikajast.[1] Roomlased panid sellele nime oma jumala Jupiteri järgi. Maa pealt vaadatuna võib Jupiteri heledus olla kuni −2,94 tähesuurust, mis on piisavalt hele, et jätta varje.[2] Kuu ja Veenuse järel on Jupiter heleduselt kolmas taevakeha. (Opositsiooni ajal võib Marss paista lühikest aega sama hele kui Jupiter.)

Jupiter koosneb peamiselt heeliumist, mis moodustab Jupiteri massist ühe neljandiku, kõigist molekulidest moodustavad heeliumi molekulid aga vaid kümnendiku. Jupiteril võib olla raskematest elementidest tuum,[3] kuid nagu kõigil hiidplaneetidel puudub ka Jupiteril tahke pind. Kiire pöörlemise tõttu on Jupiter lapik sferoid (ekvaatoril on planeedi raadius pisut suurem kui poolustel). Jupiteri välimine atmosfäär on silmanähtavalt jaotunud vastavalt laiuskraadidele erinevateks kihtideks, mille piirialadel esineb turbulentsi ja torme. Üks tähelepänuväärsemaid Jupiteri atmosfäärinähtusi on Suur Punane Laik, mis on olnud olemas juba vähemalt 17. sajandist, mil seda vaadeldi esmakordselt teleskoobiga. Jupiteri ümbritseb tugev magnetväli ja palja silmaga nähtamatu rõngaste süsteem. Jupiteril on vähemalt 67 kaaslast, sealhulgas neli suurt kaaslast, mille avastas 1610. aastal Galileo Galilei. Neist kõige suurema, Ganymedese läbimõõt on suurem kui Merkuuri läbimõõt.

Jupiteri on mehitamata kosmoseaparaatidega uuritud mitu korda, eelkõige esimeste Pioneeri ja Voyageri möödalennumissioonide käigus ja hiljem Galileo kosmosesondiga, tiirles ümber Jupiteri kaheksa aastat ja pakkus senini kõige täpsemat infot nii Jupiterist kui selle suurematest kaaslastest. Viimane Jupiteri külastanud sond on Pluutot uuriv kosmosesond New Horizons, mis lendas Jupiterist mööda 2007. aasta veebruari lõpus. New Horizons kasutas Jupiteri gravitatsioon, et oma kiirust suurendada. Jupiteri süsteemis võidakse tulevikus uurida Jupiteri kuul Europa asuvat jääga kaetud vedelat ookeani.

Ehitus[muuda | redigeeri lähteteksti]

Jupiter koosneb peamiselt gaasilisest ja vedelast ainest. Jupiter on Päikesesüsteemi kõige suurem hiidplaneet ja seega ka kõige suurem planeet. Ekvaatoril on Jupiteri läbimõõt 142 984 km. Tiheduse poolest on Jupiter hiidplaneetidest teisel kohal. Kõigi nelja kiviplaneedi tihedusest on Jupiteri tihedus väiksem.

Koostis[muuda | redigeeri lähteteksti]

Jupiteri ülemise atmosfääri mahust moodustab umbes 88–92% vesiniku ja 8–12% heeliumi molekulid. Heeliumi aatommass on vesiniku aatommassist umbes neli korda suurem, mistõttu massi poolest moodustab Jupiteri atmosfäärist umbes 75% vesinik ja 24% heelium, ülejäänud 1% koosneb teistest elementidest. Jupiteri tuum sisaldab ka raskemaid elemente, mistõttu massi poolest moodustab 71% vesinik, 24% heelium and 5% teised elemendid. Jupiteri atmosfäär sisaldab vähesel määral metaani, veeauru, ammoniaaki ja räniühendeid. Kuigi palju leidub ka süsinikku, etaani, vesiniksulfiidi, neooni, hapnikku, fosforit ja väävlit. Atmosfääri välimine kiht sisaldab jäätunud ammoniaagikristalle.[4][5] Infrapuna- ja ultraviolettspektroskoopia abil on leitud ka väike kogus benseeni ja teisi süsivesinikke[6]

Vesiniku ja heeliumi vahekora poolest on Jupiteri atmosfääri koostis sarnane ürgse Päikese udukogu teoreetilisele koostisele. Neooni kontsentratsioon on ülemises atmosfääris vaid 20 miljondikosa, mis on umbes kümnendik neooni kontsentratsioonist Päikeses.[7] Raskemate inertsete gaaside kontentratsioon on Jupiteris umbes kaks kuni kolm korda suurem kui Päikeses.

Spektroskoopia põhjal arvatakse, et Saturn ja Jupiteri on koostise poolest sarnased, kuid teised hiiplaneedid Uraan ja Neptuun sisaldavad suhteliselt rohkem raskemaid elemente.[8] Atmosfääri uurivate sondide puudumise tõttu ei ole raskemate elementide kontsentratsioon Jupiterist kaugemale jäävates planeetides täpselt teada.

Mass ja suurus[muuda | redigeeri lähteteksti]

Jupiteri läbimõõt on Päikese läbimõõdust umbes ühe suurusjärgu võrra väiksem (×0,10045) ja Maa läbimõõdust ühe suurusjärgu võrra suurem (×10,9733). Suur Punane Laik on umbes sama suur kui Maa ümbermõõt.

Jupiteri mass on 2,5 korda suurem kui kõigi teiste Päikesesüsteemi planeetide kogumass. See tähendab, et Jupiteri ja Päikese massikese asub väljaspool Päikesest. Jupiteri kõrval on Maa imeväike, kuid märkimisväärselt suurema tihedusega. Jupiteri ruumala on 1321 korda suurem kui Maa ruumala, kuid selle mass on vaid 318 korda suurem.[9][10] Jupiteri raadius on umbes kümnendik Päikese raadiusest[11] ja selle mass on umbes 0,001 Päikese massi, mistõttu on Päike ja Jupiter sarnase tihedusega.[12] Jupiteri massi (MJ või MJup)kasutatakse tihti teiste taevakehade, eriti eksoplaneetide ja pruunide kääbuste, massi kirjeldamisel. Planeedi HD 209458 b mass on näiteks 0,69 MJ, Kappa Andromedae b aga 12,8 MJ.[13]

Teoreetilised mudelid ennustavad, et kui Jupiteri mass oleks praegusest palju suurem, tõmbuks Jupiter kokku.[14]

Massi vähese muutumise korral ei oleks muutus Jupiteri raadiuses aga kuigi suur. Kui Jupiteri mass oleks 1,6 korda suurem, suruks rõhk Jupiteri sisemuses planeedi tuuma nii tugevasti kokku, et Jupiteri ruumaala väheneks, kuigi aine hulk suureneb. Seetõttu arvatakse, et Jupiteri läbimõõt on hetkel nii suur, kui sellise koostise ja evolutsiooniga planeedil on võimalik saavutada.[15]

Kuigi Jupiteri mass peaks olema 75 korda suurem, et algaks tuumasüntees ja Jupiterist saaks täht, on kõige väiksema punase kääbuse raadius Jupiteri raadiusest vaid 30 korda suurem.[16][17] Sellest hoolimata kiirgab Jupiter rohkem soojust, kui ta Päikeselt saab. Jupiteri sees toodetud soojus on ligikaudu võrdne Päikeselt saadud soojusega.[18]

Lisasoojust toodab Jupiteri Kelvin–Helmholtzi mehhanism. Jupiter tõmbub iga aastaga kokku umbes 2,5 cm.[19] Kui Jupiter tekkis, oli see palju kuumem ja umbes kaks korda suurema läbimõõduga kui praegu.[20]

Siseehitus[muuda | redigeeri lähteteksti]

Arvatakse, et Jupiter koosneb suure tihedusega tuumast ja seda ümbritsevast vedelast [[metalliline vesinikun|metallilise vesiniku] kihist, kus leidub ka heeliumi, ja peamiselt molekulaarset vesinikku sisaldavast väliskihist.[19] Täpsem siseehitus ei ole veel teada. Arvatakse, et Jupiteri tuum koosneb kivimitest, kuid selle täpne koostis ei ole veel teada. Tuuma olemasolu pakuti välja 1997. aastal gravitatsiooniliste mõõtmiste tulemusena,[19] mis näitasid, et tuuma mass on Maa massist 12 kuni 45 korda suurem ja moodustab Jupiteri kogumassist 4–14% [18][21]

Kelvin–Helmholtzi mehhanismi tõttu temperatuur tuuma suunas liikudes tõuseb. Jupiteri nn pinnal, kus on rõhk 10 baari, on temperatuur ligikaudu 340 K. Arvatakse, et faasimuutuspiirkonnas, kus molekulaarne vesinik muutub metalliliseks vesinikuks, on temperatuur 10 000 K ja rõhk 200 GPa. Tuuma ja seda ümbritseva kihi piiril on temperatuur hinnanguliselt 36 000 K ja rõhk 3 000–4 500 GPa.[18]

Atmosfäär[muuda | redigeeri lähteteksti]

Päikesesüsteemi planeetidest on Jupiteril kõige paksem atmosfäär, ulatudes kuni 5000 km.[22][23] Kuna Jupiteril puudub tahke pind, loetakse atmosfääri alguseks tavaliselt punkti, kus atmosfäärirõhk on võrdne 1 MPa ehk kümme korda suurem kui Maa atmosfäärirõhk.[22]

Pilvkate[muuda | redigeeri lähteteksti]

25. veebruar 1979 Voyager 1 tehtud pilt Suurest Punasest Laigust ja selle ümbrusest. Voyager 1 oli sel hetkel Jupiterist umbes 9,2 miljoni kilomeetri kaugusel. Otse Suure Punase Laigu all paikneva valge ovaalse tormi läbimõõt on enam-vähem võrdne Maa läbimõõduga.

Jupiteri katavad alati pilved, mis sisaldavad ammoniaagikristalle ja võimalik et ka ammooniumvesiniksulfiidi. Pilved asuvad tropopausis ja moodustavad vastavalt laiuskraadidele iseloomulikud vööndid, mis jagunevad heledateks tsoonideks ja tumedateks vöötideks.

Suur Punane Laik ja teised keerised[muuda | redigeeri lähteteksti]

Suure Punase laigu suurus kahaneb(15. mai 2014).[24]

Tuntuim Jupiteri nähtus on ekvaatorist 22° lõunas asuv Suur Punane Laik, mis on Maast suurem alaline antitsüklon. Hubble'i kosmoseteleskoobi viimaste vaatlusandmete järgi on Suure Punase Laigu lähedal veel kolm nn punast laiku.[25] Matemaatiliste mudelite järgi on Suur Punane Laik stabiilne ja võib olla Jupiteril püsiv nähtus.[26] Suur Punane Laik on piisavalt suur, et seda oleks võimalik vaadelda maapealse teleskoobiga, mille ava on vähemalt 12 cm.[27]

Time-lapse video (ühe kuu jooksul) Voyager 1 lähenemisest Jupiterile. Näha on vööndite ja Suure Punase Laigu liikumine. Täissuuruses video

Suure Punase Laigu pikem läbimõõt on 24 000–40 000 km, lühem 12 000–14 000 km. See on piisavalt suur, et sinna mahuks kaks või kolm Maa läbimõõduga planeeti.[28] Suur Punane Laik pöörleb vastupäeva perioodiga ligikaudu kuus päeva.[29]Suur Punane Laik võib ulatuda kuni kaheksa kilomeetrit üle ümbritsevate pilvede.[30]

Turbulentse atmosfääriga hiidplaneetidel on sellised tormid tavapärased. Jupiteril on ka valged ja pruunid ovaalid, mis on väiksemad ilma nimeta tormid. Valged tormid koosnevad ülemises atmosfääris asuvatest suhteliselt jahedatest pilvedest. Pruunid ovaalid on soojemad ja paiknevad nn tavalises pilvekihis. Sellised tormid võivad kesta kõigest paar tundi või lausa mitu sajandit.

Viiteid sellel, et laiku ei ole võimalik seostada sügavamal planeedi pinnal asuva moodustisega leidus isegi enne, kui Voyager tõestas, et tegu on tormiga. Suur Punane Laik liigub nimelt ülejäänud atmosfääri suhtes teises suunas ja mõnikord kiiremini või aeglasemalt. Aja jooksul, mil inimkond on Suurt Punast Laiku jälginud, on see teinud Jupiterile peale mitu tiiru.

2000. aastal tekkis Jupiteri lõunapoolkeral kolme väikse valge ovaali ühinemise tulemusena Suure Punase Laigu sarnane, kuid sellest väiksem moodustis. Neid ovaale märgati esmakordselt 1938. aastal. Uus torm sai nimeks Oval BA. Pärast tekkimist on selle intensiivsus kasvanud ja värvus muutunud valgest punaseks.[31][32][33]

Rõngad[muuda | redigeeri lähteteksti]

Jupiteril on Maalt nähtamatu rõngaste süsteem, mis koosneb kolmest osast: sisemisest rõngast ehk halost, suhteliselt heledast põhirõngast ja välimisest loor-rõngast.[34] Vastupidiselt Saturni jäärõngastele koosnevad Jupiteri rõngad ilmselt tolmust.[18]

Põhirõnga moodustab tõenäoliselt Jupiteri kaaslastest Adrastea ja Metis eemaldunud osakesed. Tavajuhul langeks osakesed tagasi kaaslastele, kuid tugeva gravitatsiooni tõttu tõmmatakse need Jupiteri poole.[35]

Sarnasel moel on Thebe ja Amalthea ilmselt moodustanud loor-rõnga.[35][36]

Magnetosfäär[muuda | redigeeri lähteteksti]

Virmalised Jupiteril.

Jupiteri magnetväli on Maa magnetväljast 14 korda tugevam; ekvaatoril on selle tugevus 4,2 G ja poolustel 10–14 G (1,0–1,4 mT), mis teeb sellest kõige tugevama magnetvälja terves Päikesesüsteemis (kui mitte arvestada päikeseplekke.[37] Arvatakse, et magnetvälja tekitab pöörisvool vedela metallilise vesiniktuuma sees. Jupiteri kaaslase Io vulkaanid purskavad suures koguses vääveldioksiidi, mis moodustab orbiidil ümber Io gaasist toroidi. Magnetosfääri toimel gaas ioniseerub ja tekkivad väävli ja hapnikuioonid. Koos Jupiteri magnetosfäärist pärit vesinikuioonidega moodustavad need Jupiteri ekvatoriaaltasandil plasmakihi.

Jupiteri magnetosfääri ümbritseb magnetopaus ja nn üleminekuala.[[Päikesetuul|päikesest lähtuvate laetud osakeste kokkupõrgete tulemusena Jupiteri magnetosfääriga paikneb üleminekuala piiril lööklaine, mille kaugus planeedist on võrdne 75 Jupiteri raadiusega. Päikesetuule mõjul on Jupiteri magnetosfäär pikenenud ja see ulatub peaaegu Saturni orbiidini. Jupiteri neli kõige suuremat kuud tiirlevad orbiidil, mis jääb Jupiteri magnetosfääri piiridesse, ja on seetõttu päiksetuule eest kaitstud. [18]

Uurimine[muuda | redigeeri lähteteksti]

Möödalennumissioonid
Kosmoseaparaat Kõige
lähemal
Kaugus
Pioneer 10 3. detsember 1973 130 000 km
Pioneer 11 4. detsember 1974 34 000 km
Voyager 1 5. märts 1979 349 000 km
Voyager 2 9. juuli 1979 570 000 km
Ulysses 8. veebruar 1992[38] 408 894 km
4. veebruar 2004[38] 120 000 000 km
Cassini 30. detsember 2000 10 000 000 km
New Horizons 28. veebruar 2007 2 304 535 km

Kaaslased[muuda | redigeeri lähteteksti]

Jupiteril on 67 looduslikku kaaslast.[39] Neist 51 läbimõõt on väiksem kui 10 km ja need avastati alles pärast 1975. aastat. Nelja kõige suuremat kuud, mis on selge ilmaga Maalt binokliga nähtavad, tuntakse ka kui Galileo kuud. Nendeks on Io, Europa, Ganymede ja Callisto.

Galileo kuud[muuda | redigeeri lähteteksti]

Galileo kuud. Vasakult paremale kasvavas kauguse järjekorras Jupiterist: Io, Europa, Ganymedes ja Callisto.

Io, Europa ja Ganymedese orbiidid moodustavad mustri, mida kutsutake Laplace'i resonantsiks. Iga nelja tiiru kohta, mis Io teeb ümber Jupiteri, teeb Europa täpselt kaks ja Ganymedes ühe tiiru. Resonantsi mõju muudab kaaslaste orbiite ellipsikujulisemaks, kuna iga kaaslast tõmbab selle naaber samas kohas. Jupiteri loodejõud aga hoiavad kaaslaste orbiite ringikujulistena.[40] Io, Europa ja Ganymedese eksentriliste orbiitide tõttu venivad kaaslased Jupiterile lähemale liikudes välja ja Jupiterist eemale liikudes võtavad taas endise kuju. Hõõrdumise toimel soojeneb kaaslaste sisemuse. Nähtus on kõige tugevam Iol, mis asub Jupiterile kõige lähemal.

Galileo kuud võrreldes Maa Kuuga
Nimi Läbimõõt Mass Orbiidi raadius Pöörlemisperiood
km  % kg  % km  % ööpäeva  %
Io 3643 105 8,9×1022 120 421 700 110 1,77 7
Europa 3122 90 4,8×1022 65 671 034 175 3,55 13
Ganymedes 5262 150 14,8×1022 200 1 070 412 280 7,15 26
Callisto 4821 140 10,8×1022 150 1 882 709 490 16,69 61

Kaaslaste rühmitamine[muuda | redigeeri lähteteksti]

Jupiteri kaaslane Europa.

Enne Voyageri missioonide avastusi jagati Jupiteri kaaslased orbiitide sarnasuse alusel nelja rühma, mis kõik sisaldasid nelja kaaslast. Arvukate välimiste kaaslaste avastamine on aga pilti muutnud. Tänapäeval arvatakse, et on kuus pearühma, millest mõned eristuvad teistest paremini. Kuju poolest jagatakse kaaslased korrapärasega ja ebakorrapärase kujuga kaaslasteks. Korrapärase kujuga kaaslased on peaaegu ringikujulise orbiidiga sisemised planeedid, mis arvatavasti moodustusid koos Jupiteriga. Ebakorrapärase kujuga kaaslased on loperguse või ellipsikujulise orbiidiga väikesed kaaslased, mis on arvatavasti kinnipüütud asteroidid või nende tükid. Samasse rühma kuuluvad ebakorrapärase kujuga kaaslaste orbiidid on sarnased ja kaaslastel võib seetõttu olla sarnane päritolu, näiteks on nad suurema kaaslase või kinnipüütud keha tükid.[41][42]

Korrapärased kaaslased
Sisemine rühm Sisemisse rühma kuuluvate väikeste kaaslaste läbimõõt on vähem kui 200 km, need tiirlevad Jupiterist vähem kui 200 000 km kaugusel ja nende orbiidi kalle vähem kui pool kraadi.
Galileo kuud[43] Need neli kaaslast avastasid samaaegselt Galileo Galilei ja Simon Marius, need tiirlevad Jupiterist 200 000 kuni 4 000 000 km kaugusel ja mõni neist on Päikesesüsteemi suurimate kaaslaste seas.
Ebakorrapärased kaaslased
Themisto Siia rühma kuulub üks kaaslane Themisto, mis tiirleb Galileo kuude ja Himalia rühma vahel.
Himalia rühm Tihedalt asustatud rühm, mille kaaslased tiirlevad Jupiterist 11 000 000–12 000 000 km kaugusel.
Carpo Kas siia rühma kuulub ainult üks kaaslane, mis tiirleb Jupiteriga samas suunas Ananke rühma sisepiiril.
Ananke rühm Selle Jupiteriga vastupidises suunas tiirleval rühmal on üsna ebamäärased piirid, keskmiselt tiirlevad siia rühma kuuluvad kaaslased Jupiterist 21 276 000 km kaugusel ja orbiitide keskmine kalle on 149 kraadi.
Carme rühm Teistest rühmadest üsnagi hästi eristuv rühm, mis tiirleb Jupiteriga vastupidises suunas keskmiselt 23 404 000 km kaugusel ja keskmise kaldega 165 kraadi.
Pasiphaë rühm Kõigi ülejäänud välimiste kaaslastega hõredalt asustatud ja vaevu eristatav rühm, mis tiirleb Jupiteriga vastupidises suunas.

Viited[muuda | redigeeri lähteteksti]

  1. De Crespigny, Rafe. "Emperor Huan and Emperor Ling". Asian studies, Online Publications. Originaali arhiivikoopia seisuga 7. september 2006. Vaadatud 1. mai 2012. "Xu Huang apparently complained that the astronomy office had failed to give them proper emphasis to the eclipse and to other portents, including the movement of the planet Jupiter (taisui). At his instigation, Chen Shou/Yuan was summoned and questioned, and it was under this pressure that his advice implicated Liang Ji." 
  2. "Young astronomer captures a shadow cast by Jupiter: Bad Astronomy". Blogs.discovermagazine.com. 18. november 2011. Vaadatud 27. mai 2013. 
  3. Saumon, D.; Guillot, T. (2004). "Shock Compression of Deuterium and the Interiors of Jupiter and Saturn". The Astrophysical Journal 609 (2): 1170–1180. arXiv:astro-ph/0403393. Bibcode:2004ApJ...609.1170S. doi:10.1086/421257. 
  4. Gautier, D.; Conrath, B.; Flasar, M.; Hanel, R.; Kunde, V.; Chedin, A.; Scott N. (1981). "The helium abundance of Jupiter from Voyager". Journal of Geophysical Research 86 (A10): 8713–8720. Bibcode:1981JGR....86.8713G. doi:10.1029/JA086iA10p08713. 
  5. Kunde, V. G. et al. (10. september 2004). "Jupiter's Atmospheric Composition from the Cassini Thermal Infrared Spectroscopy Experiment". Science 305 (5690): 1582–86. Bibcode:2004Sci...305.1582K. doi:10.1126/science.1100240. PMID 15319491. Vaadatud 4. aprill 2007. 
  6. Kim, S. J.; Caldwell, J.; Rivolo, A. R.; Wagner, R. (1985). "Infrared Polar Brightening on Jupiter III. Spectrometry from the Voyager 1 IRIS Experiment". Icarus 64 (2): 233–48. Bibcode:1985Icar...64..233K. doi:10.1016/0019-1035(85)90201-5. 
  7. Niemann, H. B.; Atreya, S. K.; Carignan, G. R.; Donahue, T. M.; Haberman, J. A.; Harpold, D. N.; Hartle, R. E.; Hunten, D. M.; Kasprzak, W. T.; Mahaffy, P. R.; Owen, T. C.; Spencer, N. W.; Way, S. H. (1996). "The Galileo Probe Mass Spectrometer: Composition of Jupiter's Atmosphere". Science 272 (5263): 846–849. Bibcode:1996Sci...272..846N. doi:10.1126/science.272.5263.846. PMID 8629016. 
  8. Ingersoll, A. P.; Hammel, H. B.; Spilker, T. R.; Young, R. E. (1. juuni 2005). "Outer Planets: The Ice Giants" (PDF). Lunar & Planetary Institute. Vaadatud 1. veebruar 2007. 
  9. Williams, Dr. David R. (16. november 2004). "Jupiter Fact Sheet". NASA. Vaadatud 8. august 2007. 
  10. Burgess, Eric (1982). By Jupiter: Odysseys to a Giant. New York: Columbia University Press. ISBN 0-231-05176-X. 
  11. Shu, Frank H. (1982). The physical universe: an introduction to astronomy. Series of books in astronomy (väljaanne 12th ). University Science Books. p. 426. ISBN 0-935702-05-9. 
  12. Davis, Andrew M.; Turekian, Karl K. (2005). Meteorites, comets, and planets. Treatise on geochemistry, 1. Elsevier. p. 624. ISBN 0-08-044720-1. 
  13. Jean Schneider (2009). "The Extrasolar Planets Encyclopedia: Interactive Catalogue". Paris Observatory. 
  14. Seager, S.; Kuchner, M.; Hier-Majumder, C. A.; Militzer, B. (2007). "Mass-Radius Relationships for Solid Exoplanets". The Astrophysical Journal 669 (2): 1279–1297. arXiv:0707.2895. Bibcode:2007ApJ...669.1279S. doi:10.1086/521346. 
  15. Mall:Cite AV media
  16. Burrows, A.; Hubbard, W. B.; Saumon, D.; Lunine, J. I. (1993). "An expanded set of brown dwarf and very low mass star models". Astrophysical Journal 406 (1): 158–71. Bibcode:1993ApJ...406..158B. doi:10.1086/172427. 
  17. Queloz, Didier (19. november 2002). "VLT Interferometer Measures the Size of Proxima Centauri and Other Nearby Stars". European Southern Observatory. Vaadatud 12. jaanuar 2007. 
  18. 18,0 18,1 18,2 18,3 18,4 Elkins-Tanton, Linda T. (2006). Jupiter and Saturn. New York: Chelsea House. ISBN 0-8160-5196-8. 
  19. 19,0 19,1 19,2 Guillot, T.; Stevenson, D. J.; Hubbard, W. B.; Saumon, D. (2004). "Chapter 3: The Interior of Jupiter". peatükis Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. ISBN 0-521-81808-7. 
  20. Bodenheimer, P. (1974). "Calculations of the early evolution of Jupiter". Icarus. 23 23 (3): 319–25. Bibcode:1974Icar...23..319B. doi:10.1016/0019-1035(74)90050-5. 
  21. Guillot, T.; Gautier, D.; Hubbard, W. B. (1997). "New Constraints on the Composition of Jupiter from Galileo Measurements and Interior Models". Icarus 130 (2): 534–539. arXiv:astro-ph/9707210. Bibcode:1997astro.ph..7210G. doi:10.1006/icar.1997.5812. 
  22. 22,0 22,1 Seiff, A.; Kirk, D.B.; Knight, T.C.D. et al. (1998). "Thermal structure of Jupiter's atmosphere near the edge of a 5-μm hot spot in the north equatorial belt". Journal of Geophysical Research 103 (E10): 22857–22889. Bibcode:1998JGR...10322857S. doi:10.1029/98JE01766. 
  23. Viitamistõrge: Vigane <ref>-silt. Viite nimega Miller_Aylward_et_al._2005 tekst puudub.
  24. Harrington, J.D.; Weaver, Donna; Villard, Ray (15. mai 2014). "Release 14-135 – NASA's Hubble Shows Jupiter's Great Red Spot is Smaller than Ever Measured". NASA. Vaadatud 16. mai 2014. 
  25. "HubbleSite- NewsCenter". NASA. Vaadatud 12. detsember 2013. 
  26. Sommeria, Jöel; Meyers, Steven D.; Swinney, Harry L. (25. veebruar 1988). "Laboratory simulation of Jupiter's Great Red Spot". Nature 331 (6158): 689–693. Bibcode:1988Natur.331..689S. doi:10.1038/331689a0. 
  27. Covington, Michael A. (2002). Celestial Objects for Modern Telescopes. Cambridge University Press. p. 53. ISBN 0-521-52419-9. 
  28. "Jupiter Data Sheet". Space.com. Vaadatud 2. veebruar 2007. 
  29. Cardall, C. Y.; Daunt, S. J. "The Great Red Spot". University of Tennessee. Vaadatud 2. veebruar 2007. 
  30. Phillips, Tony (3. märts 2006). "Jupiter's New Red Spot". NASA. Vaadatud 2. veebruar 2007. 
  31. "Jupiter's New Red Spot". 2006. Vaadatud 9. märts 2006. 
  32. Steigerwald, Bill (14. oktoober 2006). "Jupiter's Little Red Spot Growing Stronger". NASA. Vaadatud 2. veebruar 2007. 
  33. Goudarzi, Sara (4. mai 2006). "New storm on Jupiter hints at climate changes". USA Today. Vaadatud 2. veebruar 2007. 
  34. Showalter, M.A.; Burns, J.A.; Cuzzi, J. N.; Pollack, J. B. (1987). "Jupiter's ring system: New results on structure and particle properties". Icarus 69 (3): 458–98. Bibcode:1987Icar...69..458S. doi:10.1016/0019-1035(87)90018-2. 
  35. 35,0 35,1 Burns, J. A.; Showalter, M.R.; Hamilton, D.P.; et al. (1999). "The Formation of Jupiter's Faint Rings". Science 284 (5417): 1146–50. Bibcode:1999Sci...284.1146B. doi:10.1126/science.284.5417.1146. PMID 10325220. 
  36. Fieseler, P.D.; Adams, Olen W; Vandermey, Nancy; Theilig, E.E; Schimmels, Kathryn A; Lewis, George D; Ardalan, Shadan M; Alexander, Claudia J (2004). "The Galileo Star Scanner Observations at Amalthea". Icarus 169 (2): 390–401. Bibcode:2004Icar..169..390F. doi:10.1016/j.icarus.2004.01.012. 
  37. Gierasch, Peter J.; Nicholson, Philip D. (2004). "Jupiter". World Book @ NASA. Vaadatud 10. august 2006. [katkine viide]
  38. 38,0 38,1 Chan, K.; Paredes, E. S.; Ryne, M. S. (2004). "Ulysses Attitude and Orbit Operations: 13+ Years of International Cooperation". American Institute of Aeronautics and Astronautics. Vaadatud 28. november 2006. 
  39. Sheppard, Scott S. "The Giant Planet Satellite and Moon Page". Departament of Terrestrial Magnetism at Carniege Institution for science. Vaadatud 19. detsember 2014. 
  40. Musotto, S.; Varadi, F.; Moore, W. B.; Schubert, G. (2002). "Numerical simulations of the orbits of the Galilean satellites". Icarus 159 (2): 500–504. Bibcode:2002Icar..159..500M. doi:10.1006/icar.2002.6939. 
  41. Jewitt, D. C.; Sheppard, S.; Porco, C. (2004). Bagenal, F.; Dowling, T.; McKinnon, W, toim. Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere (PDF). Cambridge University Press. ISBN 0-521-81808-7. Originaali arhiivikoopia seisuga 14. juuli 2011. 
  42. Nesvorný, D.; Alvarellos, J. L. A.; Dones, L.; Levison, H. F. (2003). "Orbital and Collisional Evolution of the Irregular Satellites". The Astronomical Journal 126 (1): 398–429. Bibcode:2003AJ....126..398N. doi:10.1086/375461. 
  43. Showman, A. P.; Malhotra, R. (1999). "The Galilean Satellites". Science 286 (5437): 77–84. doi:10.1126/science.286.5437.77. PMID 10506564.