Юпі́тер — п'ята і найбільша планета Сонячної системи: більш ніж у два рази важча, ніж всі інші планети разом узяті і майже в 318 разів важча за Землю. Поряд з Сатурном, Ураном і НептуномЮпітер класифікується як газовий гігант.
Планета була відома людям з глибокої давнини, що знайшло своє відображення в міфології і релігійних віруваннях різних культур: месопотамської, вавілонської, грецької та інших. Сучасна назва Юпітера походить від імені давньоримського верховного бога-громовержця.
Ряд атмосферних явищ на Юпітері — такі, як шторми, блискавки, полярні сяйва, — мають масштаби, які на порядки перевершують земні. Примітним утворенням в атмосфері є Велика червона пляма — гігантський шторм, відомий ще з XVII століття. При «сонячному» хімічному складі, найбільша планета Сонячної системи має масу в 70—80 разів меншу за ту, при якій небесне тіло може стати зіркою. Проте, у надрах Юпітера відбуваються процеси з досить потужною енергетикою: теплове випромінювання планети, еквівалентне 4х1017 Вт, приблизно в два рази перевищує енергію, одержувану цією планетою від Сонця.
Юпітер має щонайменше 63 супутника, найбільші з яких — Іо, Європа, Ганімед і Каллісто — були відкриті Галілео Галілеєм у 1610 році. Дослідження Юпітера проводяться за допомогою наземних і орбітальних телескопів, з 1970-х років до планети було відправлено 8 міжпланетних апаратів НАСА: «Піонери»,«Вояджери», «Галілео» та інші.
Під час великих протистоянь (одне з яких відбувалося у вересні 2010) Юпітер видно неозброєним оком як один з найяскравіших об'єктів на нічному небі після Місяця і Венери. Диск і супутники Юпітера — популярні об'єкти для спостереження астрономів-аматорів, які зробили ряд відкриттів (наприклад, комети Шумейкер-Леві, яка зіткнулася з Юпітером у 1994, чи зникнення
Спостереження та їх особливості
У інфрачервоній області спектра лежать лінії молекул H2 і He, а також лінії безлічі інших елементів[3]. Кількість перших двох несе інформацію про походження планети, а кількісний і якісний склад інших — про її внутрішньої еволюції.
Однак молекули водню й гелію не мають дипольного моменту, а значить, абсорбційні лінії цих елементів непомітні до того моменту, поки поглинання за рахунок ударної іонізації не стане домінувати. Це з одного боку, з іншого — ці лінії утворюються в найвищих шарах атмосфери і не несуть інформацію про більш глибокі шари. Тому найнадійніші дані про кількість гелію і водню на Юпітері отримані зі спускового апарата «Галілео»[3].
Що ж до інших елементів, то при їх аналізі та інтерпретації теж виникають труднощі. Поки що не можна з повною упевненістю сказати, які процеси відбуваються в атмосфері Юпітера і наскільки сильно вони впливають на хімічний склад — як у внутрішніх областях, так і в зовнішніх шарах. Це створює певні труднощі при більш детальній інтерпретації спектра. Проте вважається, що всі процеси, здатні так чи інакше чином впливати на велику кількість елементів, локальні і сильно обмежені, так що вони не здатні глобально змінити розподілу речовини[4].
Також Юпітер випромінює (в основному в інфрачервоній області спектра) на 60% більше енергії, ніж отримує від Сонця[5][6]. За рахунок процесів, що призводять до вироблення цієї енергії, Юпітер зменшується приблизно на 2 см в рік[7].
Гамма-діапазон
Випромінювання Юпітера в гамма-діапазоні пов'язані з полярним сяйвом, а також з випромінюванням диска[8]. Вперше зареєстровано у 1979 році космічної лабораторією імені Ейнштейна.
На Землі області полярних сяйв в рентгені і ультрафіолеті практично збігаються, однак, на Юпітері це не так. Область рентгенівських полярних сяйв розташована набагато ближче до полюса, ніж ультрафіолетових. Ранні спостереження виявили пульсацію випромінювання з періодом у 40 хвилин, однак, у більш пізніх спостереженнях ця залежність проявляється набагато гірше.
Очікувалося, що рентгенівський спектр авроральних сяйв на Юпітері схожий з рентгенівським спектром комет, проте, як показали спостереження на Chandra, це не так. Спектр складається з емісійних ліній з піками у кисневих ліній у районі 650 еВ, у OVIII ліній при 653 еВ та 774 еВ, а також у OVII на 561 еВ і 666 еВ. Існують також лінії випромінювання при більш низьких енергіях в спектральній області від 250 до 350 еВ, можливо, вони належать сірці або вуглецю[9].
Гамма-випромінювання, не пов'язане з полярним сяйвом, вперше було виявлено при спостереженнях на ROSAT у 1997 році. Спектр схожий зі спектром полярних сяйв, однак в районі 0,7-0,8 кеВ[8]. Особливості спектра добре описуються моделлю корональної плазми з температурою 0,4-0,5 кеВ з сонячною металевістю, з додаванням емісійних ліній Mg 10 + та Si 12 +. Існування останніх, можливо, пов'язано з сонячною активністю в жовтні-листопаді 2003 року[8].
Спостереження космічної обсерваторії XMM-Newton показали, що випромінювання диска в гамма-спектрі — це відбите сонячне рентгенівське випромінювання. На відміну від полярних сяйв, ніякої періодичності зміни інтенсивності випромінювання на масштабах від 10 до 100 хв виявлено не було.