බ්‍රහස්පති ග්‍රහයා
සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයේ විශාලතමයා ලෙස විරුදාවලි ලබන බ්‍රහස්පති ග්‍රහයා සූර්යයාගේ සිට පස්වැනියට පිහිටා ඇත. සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයයේ අනෙකුත් ග්‍රහයින් සියල්ල එකතු කළ විට ලැබෙන ප්‍රමාණය මෙන් 2.5 ගුණයක් බ්‍රහස්පති ග්‍රහයා විශාලවේ.[තහවුරු කර නොමැත] සෙනසුරු, යුරේනස්, සහ නෙප්චූන් මෙන්ම බ්‍රහස්පති ද සැලකෙන්නේ වායු යෝධයකු (gas giant) ලෙසටය.
 කැසිනි යානයෙන් ලබාගත් බ්‍රහස්පති ගේ ජායාරූපයක් . අදුරුවට පෙනෙන ලපය, යුරෝපා චන්ද්රයා ගේ ජායාවයි.. | |||||||||||||||||||||||
| නිලනාමයන් | |||||||||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| ශබ්දනැගීම | /en-us-Jupiter.oggˈdʒuːpɪtər/[1] | ||||||||||||||||||||||
| විශේෂණය | Jovian | ||||||||||||||||||||||
| කක්ෂීය ලක්ෂණ[5][6] | |||||||||||||||||||||||
| කාලාරම්භය J2000 | |||||||||||||||||||||||
| විහේලිකය | 816,520,800 km (5.458104 AU) | ||||||||||||||||||||||
| අපහේලිකය | 740,573,600 km (4.950429 AU) | ||||||||||||||||||||||
| අඩ-මහා අක්ෂය | 778,547,200 km (5.204267 AU) | ||||||||||||||||||||||
| උත්කේන්ද්‍රියතාවය | 0.048775 | ||||||||||||||||||||||
| කක්ෂීය කාලාවර්තය | 4,331.572 days 11.85920 yr 10,475.8 Jupiter solar days[2] | ||||||||||||||||||||||
| චන්ද්‍ර කාලාවර්තය | 398.88 days[3] | ||||||||||||||||||||||
| සාමාන්‍යය කක්ෂීය වේගය | 13.07 km/s[3] | ||||||||||||||||||||||
| මධ්‍යන්‍යය විෂමතාවය | 18.818° | ||||||||||||||||||||||
| ආනතිය | 1.305° to Ecliptic 6.09° to Sun's equator 0.32° to Invariable plane[4] | ||||||||||||||||||||||
| ආරෝහණ මංසලෙහි දේශාංශකය | 100.492° | ||||||||||||||||||||||
| පරිතාරාන්තිකයේ විස්තාරය | 275.066° | ||||||||||||||||||||||
| චන්ද්‍රිකා | 63 | ||||||||||||||||||||||
| භෞතික ගුණාංග | |||||||||||||||||||||||
| සමක අරය | 71,492 ± 4 km[7][8] 11.209 Earths | ||||||||||||||||||||||
| ධ්‍රැවීය අරය | 66,854 ± 10 km[7][8] 10.517 Earths | ||||||||||||||||||||||
| Flattening | 0.06487 ± 0.00015 | ||||||||||||||||||||||
| මතුපිට පෘෂ්ඨීය වර්ගඵලය | 6.21796×1010 km²[8][9] 121.9 Earths | ||||||||||||||||||||||
| පරිමාව | 1.43128×1015 km³[3][8] 1321.3 Earths | ||||||||||||||||||||||
| ස්කන්ධය | 1.8986×1027 kg[3] 317.8 Earths 1/1047 Sun[10] | ||||||||||||||||||||||
| මධ්‍යන්‍යය ඝණත්වය | 1.326 g/cm³[3][8] | ||||||||||||||||||||||
| නිරක්ෂීය පෘෂ්ඨීය ගුරුත්වය | 24.79 m/s²[3][8] 2.528 g | ||||||||||||||||||||||
| මිදුම් ප්‍රවේගය | 59.5 km/s[3][8] | ||||||||||||||||||||||
| නක්ෂත්‍ර භ්‍රමණ කාලාවර්තය | 9.925 h[11] (9 h 55 m 30 s) | ||||||||||||||||||||||
| නිරක්ෂීය භ්‍රමණ ප්‍රවේගය | 12.6 km/s 45,300 km/h | ||||||||||||||||||||||
| ආක්ෂක ආනතිය | 3.13°[3] | ||||||||||||||||||||||
| උත්තර ධ්‍රැවය විෂුවදංශය | 268.057° 17 h 52 min 14 s[7] | ||||||||||||||||||||||
| උත්තර ධ්‍රැවය ක්‍රාන්තිය | 64.496°[7] | ||||||||||||||||||||||
| ප්‍රභානුපාතය | 0.343 (Bond) 0.52 (geom.)[3] | ||||||||||||||||||||||
| |||||||||||||||||||||||
| දෘශ්‍ය විශාලත්වය | -1.6 to -2.94[3] | ||||||||||||||||||||||
| කෝණික විෂ්කම්භය | 29.8" — 50.1"[3] | ||||||||||||||||||||||
| වායුගෝලය [3] | |||||||||||||||||||||||
| පෘෂ්ඨීය පීඩනය | 20–200 kPa[12] (cloud layer) | ||||||||||||||||||||||
| පරිමාණ උස | 27 km | ||||||||||||||||||||||
| සංයුතිය |
| ||||||||||||||||||||||
.svg){kind=small}
බ්‍රහස්පති ග්‍රහයා අතීත‍යේ දී තාරකා විද්‍යාඥයින්ගේ අවධානයට යොමු වූවක් වන අතර බොහෝ සංස්කෘතිවල මිත්‍යා විශ්වාස වලට සහ ආගම් වලට එය සම්බන්ධ කොට ගෙන තිබේ. එයට ජුපිටර් යන නාමය ලැබී ඇත්තේ රෝම දෙවිවරයෙකු වන ජුපිටර් සිහිපත් වීමටය . පෘථිවියේ සිට බලන කල එහි දීප්තිමත් බව -2.8 ක් වන අතර චන්ද්රයා සහ සිකුරු ග්‍රහයා හැරුණු විට රෑ අහසේ තෙවැනියට දීප්තිමත්ම වස්තුව මෙය වේ.[තහවුරු කර නොමැත]
බ්‍රහස්පති ග්‍රහයා මුලික ලෙස සෑදි ඇත්තේ හයිඩ්‍රජන් වලින් වන අතර හීලියම් සුළු ප්‍රතිශතයක් එහි අන්තර්ගත වේ. ඉහළ පීඩනවලදී, බැර ලෝහ වලින් සමන්විත පාෂාණමය හරයක් එයට තිබීමට ද ඉඩකඩ ඇත. එහි වැඩි භ්‍රමණ වේගය හේතුවෙන් බ්‍රහස්පති ග්‍රහයාගේ හැඩය සුළු අක්ෂ (oblate spherical) ගෝලයකි. ඉතා කුඩා නමුත් හඳුනාගත හැකි නෙරීමක් එහි සමකය අසලදී දක්නට ලැබේ. විවිධ අක්ෂාංශ වලදී එහි පිටත වායුගෝලය පටි කිහිපයක් ලෙස දර්ශනය වේ. එහි ප්‍රතිඵලයක් ලෙස කැලඹිම් ස්වභාවයක් සහ කුණාටු ස්වභාවයක් එම පටි ගැටෙන සීමාවන්ගේ ඇති වේ. මහා රතු ලපය (Great red spot) ලෙස හැඳින්වෙන මහා කුණාටුව 17 වන ශත වර්ෂයේ සිටම පැවතුණ මෙවැනි ප්‍රතිඵලයකි. බ්‍රහස්පති වටා ඉතා සිහින් ග්‍රහ වළලු පද්ධතියක් සහ බලවත් විද්‍යුත් ජනක ගෝල දක්නට ලැබේ. එය සතුව චන්ද්‍රයන් 63 දෙනෙක්වත් සිටින අතර ගැලීලියානු චන්ද්රයින් ලෙස හැඳින්වෙන විශාලතම චන්ද්රයින් හතර දෙනා 1610 දී ගැලීලියෝ ගැලිලි විසින් සොයාගන්නා ලදි. මෙම චන්ද්‍රයින්ගෙන් යෝධතම චන්ද්රයා වන ගැනිමිඩ්ගේ විෂ්කම්භය බුධ ග්‍රහයාගේ විෂ්කම්භයට වඩා වැඩිය.
රෝබෝවන් සහිත අභ්‍යාවකාශ යානා මඟින් බ්‍රහස්පති කිහිපවිටකදීම ගවේෂණයට ලක් වුනි. විශේෂයෙන් ම මුල් අවස්ථාවලදී පයනියර් හා වෝයේජර් මෙහෙවර වලදිත් පසුව ගැලීලියෝ කක්ෂගාමියා මඟිනුත් ගවේෂණය කෙරුණි. බ්‍රහස්පති වෙත ළගා වුනු අවසන් අභ්‍යාවකාශ ගවේෂකයා නිව් හොරයිසිසන්ස් අභ්‍යාවකාශ යානය. එය කරා ළගා වුයේ 2007 පෙබරවාරි මාසයේ දීය. බ්‍රහස්පති හරහා ලබා ගත් ගුරුත්වාකර්ෂණය යොදා ගනිමින් ප්ලූටෝ දෙසට යාමට වේගය වැඩි කර ගැනීමට මෙම යානාවට හැකි වුනි. යුරෝපා නැමැති බ්රහස්පතිගේ චන්ද්රයා මත තිබිය හැකි යැයි කියන අයිස් වලින් වැසුනු ද්‍රව සමුද්‍රය ගවේෂණය කිරිම විද්‍යාඥයින්ගේ මීළග ඉලක්කය වේ.
ව්‍යුහය
සංස්කරණයබ්රහස්පති වායු යෝධයන් 4 දෙ‍නාගෙන් කෙනෙකි. එනම් එය මූලිකව ඝන පදාර්ථයෙන් නිමැවී නොමැත. එය සමකාසන්නයේ දී 142,984 km විෂ්කම්භයක් දරන අතර සෞර ග්‍රහ මණ්ඩලයේ විශාලම ග්‍රහලොව වේ. බ්රහස්පතිගේ ඝනත්වය 1.326 g/cm³ කි. එය වායු යෝධයන්ගෙන් දෙවැනියට වැඩිම ඝනත්වය වුව ද භෞම ග්රහලෝක 4හි ඝනත්වයන්ට වඩා අඩුය.
සංයුතිය
සංස්කරණයබ්රහස්පතිගේ ඉහළ වායුගෝලය 90% හයිඩ්‍රජන් හා 10% හීලියම් පරමාණුවලින් හෝ මවුල භාගවලින් ගත් කළ 86% H2 හා 13% He වලින් සමන්විතය. හීලියම් පරමාණුවක ස්කන්ධය හයිඩ්‍රජන් පරමාණුවක ස්කන්ධය මෙන් 4 ගුණයක් පමණ නිසා පරමාණුවල ස්කන්ධ ප්‍රතිශතවලින් විස්තර කරන කළ මෙම සංයුතිය වෙනස් අගයන් ගනී. ස්කන්ධය අනුව දල වශයෙන් වායුගෝලය 75% හයිඩ්‍රජන් , 24% හීලියම් හා 1% අනෙක් මූලද්‍රව්‍යවලින් සමන්විතය. අභ්‍යන්තරය වඩාත් ඝන ද්‍රව්‍යවලින් සමන්විත අතර 71% හයිඩ්‍රජන් , 24% හීලියම්, 5% අනෙකුත් ද්‍රව්‍ය ලෙස ව්‍යාප්තව පවතී. වායුගෝලය තුළ මෙතේන්, ජල වාෂ්ප, ඇමෝනියා හා සිලිකන් පදනම් සම්මිශ්‍රණ අංශු මාත්‍ර වශයෙන් පවතී. තව ද කාබන්, එතේන්, හයිඩ්‍රජන් සල්ෆයිඩ්, නියෝන්, ඔක්සිජන් , පොස්පීන් හා සල්ෆර් ද අංශුමාත්‍ර වශයෙන් පවතී. වායුගෝලයේ බාහිරතම ස්ථරයේ ස්ඵටිකීකරණය වූ මිදුණු ඇමෝනියා පවතී. අධෝරක්ත හා පාරජම්බුල මිණුම් මඟින් අංශුමාත්‍ර වශයෙන් බෙන්සීන් හා අනෙක් හයිඩ්‍රොකාබන ද පවතින බව සොයා ගෙන ඇත.
වායුගෝලයේ හයිඩ්‍රජන් හා හීලියම් ප්‍රමාණය ආදී කල්පිත සූර්ය නෙබ්‍යුලාවක සංයුතියට (සෛද්ධාන්තිකව) බොහෝ සෙයින් සමානය. කෙසේ වුව ද ඉහළ වායුගෝල කොටසේ නියෝන් අඩංගු වන්නේ ස්කන්ධය අනුව මිලියනයට කොටස් 20ක් පමණක් වන අතර එය සූර්යයාගේ පවතින බහුලතාවයෙන් 1/10කි. හීලියම් ප්‍රමාණය ද අඩු වුව ද ඒ එතරම් ප්‍රමාණයකින් නොවේ. මෙම අඩු වීම සිදුව ඇත්තේ මෙම මූලද්‍රව්‍ය ග්රහලොවේ අභ්‍යන්තරයට අවක්ෂේපණය වීම නිසා විය හැක. බ්රහස්පතිගේ වායුගෝලයේ වඩාත් බර අභ්‍යන්තර වායූන්ගේ බහුලතාවය සූර්යයාගේ මෙන් දෙගුණයක් හෝ තුන් ගුණයක් වේ.
වර්ණාවලීක්ෂණය මත පදනම්ව, සෙනසුරුට බ්‍රහස්පතිට සමාන සංයුතියක් ඇති බවට විශ්වාස කළ ද ඉතිරි වායු යෝධයන් දෙදෙනා වන යුරේනස්ට හා නෙප්චූන්ට සාපේක්ෂව අඩු හයිඩ්‍රජන් හා හීලියම් ප්රමාණයක් ඇත. කෙසේ වුව ද වායුගෝල ප්‍රවේශ ඒෂණීන් (Probes) නැති නිසා බ්රහස්පතිගෙන් එපිට ග්‍රහයන්හි මූලද්‍රව්‍ය බහුලතාව පිළිබඳ ඉහළ ගුණාත්මක විස්තර අඩුය.
ස්කන්ධය
සංස්කරණය
සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයේ අනෙකුත් සියලුම ග්‍රහයින්ගේ විශාලත්වවල එකතුව මෙන් 2.5 ගුණයකින් බ්‍රහස්පති විශාලය. මෙය කොතරම් විශාලද යත් හිරුත් සමග ස්කන්ධ කේන්ද්‍රය ගණනය කළ විට එය පවතින්නේ හිරු මතුපිට පෘෂ්ඨයට ඉහළිනි. (හිරුගේ කේන්ද්‍රයේ සිට, 1.068 සූර්යය අරය ප්රමාණයක් ඉවතට) බ්‍රහස්පති පෘථිවියට වඩා ඉතා විශාල වුවද (11 ගුණයක් පමණ විශාල විශ්කම්භයක්) එහි ඝණත්වය සැලකිය යුතු ප්‍රමාණයකින් අඩු වේ. බ්රහස්පතිගේ පරිමාව පෘථිවිය මෙන් 1, 317 ගුණයක් පමණ වුවද එම ස්කන්ධය වන්නේ 318 ගුණයක් පමණි.
බ්‍රහස්පතිට දැනට පවතින ස්කන්ධයට වඩා ඉතා විශාල ස්කන්ධයක් තිබුණොත් එය හැකිලීමකට භාජනය විය හැකි බව සෛද්ධාන්තික ආකෘති මගින් පෙන්වයි. ස්කන්ධයේ ඇති වන කුඩා වෙනස්වීම්වලට අරයේ සැලකිය යුතු වෙනසක් නොවන අතර බ්රහස්පතිගේ ස්කන්ධය මෙන් 4 ගුණයකට වැඩි අවස්ථාවලදී අභ්‍යන්තරය වැඩි වන ගුරුත්වාකර්ෂණය යටතේ විශාල පීඩනයකට ලක්වී, ස්කන්ධය වැඩි වුවද පරිමාව අඩුවීමකට භාජනය වේ.
බ්රහස්පතිගේ ස්කන්ධය මෙන් 50 ගුණයකට පමණ ස්කන්ධයක් ඇති දුඹුරු වාමන ග්‍රහලෝකවල නම් තාරීය ජ්වලනයක් ඇති වන තෙක් මෙම ස්කන්ධයත් සමග පරිමාව හැකිලෙනු ඇත. සමහර තාරකා විද්‍යඥයින් බ්‍රහස්පති “අසමත් තාරකාවක් ලෙස හැඳින්වුවද බහුතාරකා පද්ධති නිර්මාණය වීමේ ක්‍රියාවලියට , බ්‍රහස්පති වැනි ග්රහලෝක නිර්මාණය වීමේ ක්‍රියාවලිය සමානද යන්න තවමත් අපැහැදිලිය.
හයිඩ්‍රජන් විලයනය කරමින් තාරකාවක් බවට පත් වීමට බ්‍රහස්පතිට තම ස්කන්ධය 75 ගුණයකින් පමණ වැඩි කරගත යුතු වුවද කුඩාම රතු වාමන ග්‍රහයාගේ අරය බ්‍රහස්පතිට වඩා වැඩි වන්නේ 30% කින් පමණි. එසේ වුවද බ්‍රහස්පති සූර්යාගෙන් ලබාගන්නා තාපයට වඩා වැඩි ප්රමාණයක් විකිරණය කරයි. බ්‍රහස්පති තුළ නිෂ්පාදනය වන තාපය, එය ලබාගන්නා සම්පූර්ණ සූර්ය විකිරණ ප්‍රමාණයට ආසන්නව සමාන වේ. මෙම අමතර තාප විකිරණය සිදුවන්නේ “කෙල්වින් හෙල්ට්හොස්ට් යාන්ත්‍රණය තුළින් සිදුවන ස්ථිරතාපී හැකිළීම නිසාය. මේ හේතුවෙන් බ්‍රහස්පති වසරකට 2 cm ක් පමණ හැකිළෙයි. බ්‍රහස්පති නිර්මාණය වූ කාලයේදී බ්‍රහස්පති වඩාත් උෂ්ණාධික වූ අතර වර්තමාන විශ්කම්භය මෙන් දෙගුණයක් පමණ විය.
අභ්‍යන්තර ව්‍යුහය
සංස්කරණය
බ්‍රහස්පති මූලද්‍රව්‍ය මිශ්‍රණයක් සහිත ඝන මධ්‍යයක් , එය වටකර ගත් ද්‍රව හීලියම් මිශ්‍ර හයිඩ්‍රජන් ස්ථරයක් හා අති ප්‍රමුඛව අණුක හයිඩ්‍රජන් ස්ථරයකින් පිටින් ආවරණය වී සමන්විතව ඇතැයි සැලකේ. මෙම මූලික ආකෘතියෙන් ඔබ්බට සැලකිය යුතු තරමේ අවිනිශ්චිතතාවක් පවතී. මධ්‍යය පාෂාණමය බව පැවසුව ද එහි විස්තරාත්මක සංයුතිය හා මධ්‍යයේ උෂ්ණත්වයේ දී හා පීඩනයේ දී මූලද්‍රව්‍යවල ගුණ සොයාගෙන නැත. (පහත බලන්න) මෙම මධ්‍යයේ පැවැත්ම තීරණය කොට ඇත්තේ ගුරුත්වාකර්ෂණ මිනුම්වලින් වන අතර එය පෘථිවි ස්කන්ධය මෙන් 12 සිට 45 ගුණයක් ද දල වශයෙන් බ්රහස්පතිගේ මුළු ස්කන්ධයෙන් 3% - 15% පමණ ද දක්වයි. මෙම මධ්‍යයේ පැවැත්ම, ප්‍රකාශ සූර්ය නෙබ්‍යුලාවකින් එහි අති විශාල වූ හයිඩ්‍රන් හා හීලියම් ප්‍රමාණය ලබා ගැනීමට තරම් විශාල වූ පාෂාණමය හෝ අයිස් මධ්‍යයකින් යුක්ත මූලික තැනුම් ආකාරය ද ඇතුලත් දර්ශීය ග්‍රහ ලෝකමය , නිමැවුම් මඟින් ද තීරණය වී ඇත. මධ්‍යයේ පැවැත්ම සම්පූර්ණයෙන් තහවුරු කිරීමට ගුරුත්වාකර්ෂණ මිණුම් ප්‍රමාණවත් නොවන නිසා මෙබඳු ආකාරයේ මධ්‍යයක් නොපැවතීමට ද ඉඩ ඇත. එසේ පවතින බව උපකල්පනය කළද උණු ලෝහමය හයිඩ්‍රජන්වලින් නැගෙන සංවහන ධාරා විලීන මධ්‍යය සමඟ ග්‍රහලොව අභ්‍යන්තරයේ ඉහළ කොටස්වලට ගමන් කරන නිසා එම මධ්‍ය හැකිලෙමින් පැවතීමට ද ඉඩ ඇත. මධ්‍ය ප්‍රදේශය ඝන ලෝහමය හයිඩ්‍රජන් ස්ථරයකින් වට වී ඇති අතර එය ග්රහලොවේ අරයෙන් 78% පමණ විහිදෙයි. ඉහළ වායුගෝලයේ හීලියම් හා නියෝන් වැහි බිඳු මෙන් වේගයෙන් මෙම ස්ථර‍ය තුළින් පහළට ගමන් කරයි. ලෝහමය හයිඩ්‍රජන් ස්ථරයට ඉහළින් විනිවිද පෙනෙන ලෝහමය හා වායුමය හයිඩ්‍රජන්වලින් සැදුම්ලත් අභ්‍යන්තර වායුගෝලයක් පවතින අතර වායුමය කොටස වලාකුළු ස්ථරයේ සිට 1,000 km පමණ ගැඹුරකට විහිදේ. හයිඩ්‍රජන්හි මෙම අවස්ථා 2 අතර පැහැදිලි වෙන්වීමක් හෝ පෘෂ්ඨයක් පවතින වෙනුවට බොහෝ විට වායුවේ සිට ද්‍රවයට ක්‍රමානුකූලව වෙනස් වීමක් ඇති බව විශ්වාස කෙරේ. මෙම සුමට සංක්‍රාන්තිය අවධි උෂ්ණත්වයට වඩා වැඩි උෂ්ණත්වයක දී සිදු වන අතර හයිඩ්‍රජන් සඳහා 33 K පමණ වේ. බ්‍රහස්පති තුළ උෂ්ණත්වය හා පීඩනය මධ්‍යය දෙසට යත්ම ක්‍රමයෙන් වැඩි වේ. ද්‍රව හයිඩ්‍රජන් ලෝහමය හයිඩ්‍රජන් බවට පත්වන කලාප සංක්‍රාන්ති පෙදෙසේ දී (අවධි උෂ්ණත්වයට වඩා වැඩි උණුසුම් වී ඇති) උෂ්ණත්වය 10,000 K බව ද පීඩනය 200 GPa බව ද විශ්වාස කෙරේ. මධ්‍ය සීමාවේ දී උෂ්ණත්වය 36,000 K බවට ගණනය කර අතර අභ්‍යන්තර පීඩනය දල වශයෙන් 3,000–4,500 Gpa පමණ වේ.
වායුගෝලය
සංස්කරණයවළාකුළු වියන
සංස්කරණය
බ්‍රහස්පති නිරන්තරයෙන්, ඇමෝනියා ස්ඵටික හා ඇමෝනියම් හයිඩ්‍රෝසලිෆයිඩ් වලින් යුත් වළාකුළු වලින් වැසී ඇත. මෙම වළාකුළු පරිවර්තී මණ්ඩලයේ ස්ථාන ගත වී ඇති අතර නිවර්තන කලාප ලෙස හඳුන්වන වෙනස් අක්ෂාංශවල වළලු ලෙස සකස් වී ඇත. මේවා නැවත ලා පැහැයෙන් යුත් ප්‍රදේශවලට හා අඳුරු පැහැති තීරුවලට බෙදී ඇත. මෙම ප්‍රතිවිරුද්ධ චක්‍රීය රටාවල අන්තර් ක්‍රීයාකාරිත්වය මගින් කුණාටු හා කැළඹීම් ඇති කරයි. 100m/s (360km/h) වේගයෙන් හමන සුළං මෙහි සුලභය. වසරින් වසර මේවායේ පළල, වර්ණය හා තීව්‍රතාව වෙනස් වන නමුත් ගගනගාමීන්ට එම ප්‍රදේශ හඳුනාගෙන නාමකරණය කිරීමට තරම් ප්‍රමාණවත් ස්ථායීත්වයක් පවතී.
වළාකුළු වියන 50km පමණ ගැඹුරකින් යුක්ත වන අතර අඩුම තරමින් වළාකුළු තට්ටු දෙකක් වත් අඩංගු වේ. එනම් ඝන පහත් තට්ටුවක් හා තුනී පැහැදිලි කලාපයකි. බ්රහස්පතිගේ වායු ගෝලයේ අකුණු එළි මගින් පැහැදිලි වී ඇති පරිදි ඇමෝනියම් වියනට යටින් තුනී ජල වළාකුළු තට්ටුවක්ද පැවතිය හැක. (ජලය ආරෝපණයක් දරා සිටිය හැකි ධ්‍රැවීය අණුවකි. එමනිසා එයට අකුණු ඇති කිරීමට අවශ්‍ය ආරෝපණ වෙන් කිරීම සිදුකළ හැක.) මෙම විදුලි විසර්ජන වීම් පෘථිවියේ අකුණු ගැසීම්වලට වඩා දහස් ගුණයක් බලසම්පන්න විය හැකිය.
බ්‍රහස්පතිහි වළාකුළු තැඹිලි හා දුඹුරු පැහැ ගැන්වීම සිදුවන්නේ උඩට ගමන් කරන සංයෝග නිසාය. මේවා හිරුගේ පාරජම්බුල ආලෝකයට නිරාවරණය වූ විට වර්ණය වෙනස් වේ. නිවැරදිවම එම සංයෝග මොනවාදැයි නොදන්නා මුත් එහි පොස්පරස්, සල්ෆර් හෝ හයිඩ්‍රෝකාබන අඩංගු විය හැකි යැයි විශ්වාස කෙරේ. ක්‍රෝමොපෝරස් ලෙස හඳුන්වන මෙම වර්ණවත් සංයෝග, උණුසුම් පහළ වළාකුළු තට්ටුව සමග මිශ්‍ර වී පවතී. කලාප නිර්මාණය වන්නේ ඉහළ නගින සංවහන කුටි ඇමෝනියා ස්ඵටික නිර්මාණය කරන විටය. මෙම ඇමෝනියා ස්ඵටික පහත් වළාකුළු ආවරණය කර ගනී.
බ්රහස්පතිගේ අක්ෂය මද වශයෙන් පමණක් ඇල වී ඇති නිසා ග්‍රහලෝකයේ සමක ප්‍රදේශයට වඩා අඩු සූර්යය විකිරණ ධ්‍රැව ප්‍රදේශවලට ලැබේ. ග්‍රහලෝකය තුළ සංවහන ධාරා මගින් ධ්‍රැව කරා වැඩි ශක්තිය ගෙන යයි. කෙසේ නමුත් මෙමගින් සිදුවන්නේ වළාකුළු වියනේ උෂ්ණත්වය තුලනය වීමයි.
මහා රතු ලපය සහ කුණාටු තත්වයයන්
සංස්කරණය
බ්‍රහස්පති ග්‍රහයාගේ හදුනාගත් ප්‍රධානතම ලක්ෂණය වන්නේ මහා රතු ලපයයි. එය සමකයට 220 ක් දකුණිනි පිහිටි නිරන්තරයෙන් පවතින කුණාටු තත්වයයක් වන අතර එය පෘථිවියට වඩා විශාල වේ. වර්ෂ 1665 සිට ම එය තිබෙන්නට ඇති බව තහවරුවූ අතර 1665 සිට ම එය තිබෙන්නට ඇතිබව විශ්වාස කෙර්. ගණිත ආදර්ශක වලින් යෝජනාවන්නේ මෙම කුණාටුව ස්ථායී බවත් එය බ්‍රහස්පති ගේ ස්ථිය ලක්ෂණයක් බවත් ය. පෘථිවියේ සිට දුරදක්න භාවිතයෙන් දැකගත හැකි තරම් මෙම කුණාටුව විශාලය.
ඕවලාකාර කුණාටුව ඔර‍ලෝසු කටුව කැරකෙන දිසාවට ප්‍රතිවිරැද්ධ දෙසට භ්‍රමණය වන අතර එඒසදහා දින 6 ක් ගත වේ. මහා රතු ලපයේ පරිමා‍ණයන් වන්නේ 24 – 40,000 km x 12 – 14,000 km ය. පෘථිවියේ විෂ්කම්භය සහිත ග්රහලෝක දෙක තුනක් ම අන්තර්ගත කර ගැනීමට තරම් එය විශාලය. මෙම කුණාටුවේ උපරිම උන්නතාංශය 8km පමණ වේ.
වායු යෝධයින්ගේ කැලඹුනු වායු ගෝල තුන මෙවැනි කුණාටු සුලබව දක්නට ලැබේ. සුදු පැහැති හා දුඹුරැ පැහැති ඕවලාකාර ලප ද බ්‍රහස්පති සතුව ඇති අතර මේවා ප්‍රමාණයෙන් කුඩාවන අතර තවමත් ඒවා නම් කර නැත. සුදු පැහැති ඕවලය සමන් විත වන්නේ ඉහළ වායුගෝලයේ පවතින සාපේක්ෂව සිසිල් වලාකුලු වලිනි. දුඹුරැ ඕවලට ඊට වඩා උණුසුම් වන අතර එය ඇත්තේ සාමාන්‍ය වලාකුලු ස්ථරයේ ය. මෙවැනි කුණාටු පැය ගණනක් හෝ ශත වර්ෂ ගණනාවක් වුවත් පැවතිය හැකිය.
මහාරතුලපයේ සංසරණය සහ බ්‍රහස්පති ගේ වායුගෝලයේ චලනය දැක්වෙන ඡායාරෑපයකි.
වර්ෂ 2000 දී මහා රතු ලපයට සමාන ස්වරෑපයක් ඇති ඊට වඩා කුඩා වායුගෝලීය ලක්ෂණයක් බ්රහස්පතිගේ දකුණු අර්ධගෝලයේ දක්නට ලැබුණි. මෙය සෑදී ඇත්තේ සුදු පැහැති ඕවල කිහිපයක එකතුවෙනි මෙම ලක්ෂණය ඕවල් BA ලෙස ද කුඩා රතු ලපය ලෙසද හැදින්වේ. කාලයත් සමග එහි තීව්‍ර බව වැඩි වි ඇති අතර සුදු වර්ණය රතු වර්ණයට හැරී ඇත.
නිරීක්ෂණය කිරිම
සංස්කරණයඅහසේ ඇති වස්තූන් අතරින් හතරවැනියට දීප්තිමත්ම වස්තුව (ඉර, සඳ සහ සිකුරු ග්‍රහයාට පසු) බ්‍රහස්පති වේ. කෙසේ නමුත් ඇතැම් අවස්ථාවල දී බ්‍රහස්පති ග්‍රහයා අඟහරුට වඩා අඩු දීප්තියක් ගනී. බ්‍රහස්පති ග්‍රහයාගේ පිහිටීම අනුව එහි දීප්තිය -2.8 සිට -1.6 දක්වා වෙනස් විය හැකිය. එසේම බ්රහස්පතිගේ කෝණාකාර විෂ්කම්භය 50.1 සිට 29.8 arc seconds දක්වා වෙනස් වේ.
බ්‍රහස්පති ග්‍රහයා සූර්යයා වටා කක්ෂ ගත වන සෑම දින 398.9 කට වරක් ම පෘථිවිය විසින් එය පසුකරනු ලැබේ. මේ කාලපරිච්ඡේදය හැඳින්වෙන්නේ Synodic Period ලෙසටය. මෙසේ පෘථිවිය විසින් බ්‍රහස්පති පසු කරන විට පසුබිමෙහි ඇති තාරකාවලට සාපේක්ෂව එහි ප්‍රතිලාමී චලනයක් දක්නට ලැබේ. එබැවින් යම් කාලයක් තුල රාත්‍රී අහසේ පුඩු ආකාර චලනයක් දක්වමින් බ්‍රහස්පති ග්‍රහයා පසු පසට ගමන් කරනු දැකිය හැකිය.
බ්රහස්පතිගේ කක්ෂගත වීමේ කාලය වසර දොළහකි. මෙම කාලය සෙනසුරු ග්‍රහයාගේ කක්ෂ ගත වීමේ කාලයෙන් 2/5 කි. බ්‍රහස්පති ග්‍රහයාගේ කක්ෂය පෘථිවියේ කක්ෂයට පිටතින් පවතින බැවින් පෘථිවියේ සිට බලන විට එහි අවධි කෝණය අංශක 11.5 නොඉක්මවයි. එබැවින් පෘථිවියේ සිට දුරදක්නයක ආධාරයෙන් බ්‍රහස්පති ග්‍රහයා නිරීක්ෂණය කරන සෑම විටකම එය සම්පූර්ණ දීප්තියෙන් දක්නට ලැබේ. බ්රහස්පතිගේ අඩ සඳ හැඩැති දර්ශන දක්නට ලැබෙනුයේ එය කරා ගිය අභ්‍යාවකාශ යානාවල සිට පමණි.
සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයේ අන්තර් ක්‍රියාවන්
සංස්කරණයසුර්යයාගේ සහ බ්රහස්පතිගේ ගුරුත්වාකර්ෂණ බලපෑම සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයේ හැඩය පවත්වා ගැනීමට උදව් වී ඇත. බොහෝ ග්‍රහවස්තුවල කක්ෂය සූර්යාගේ නිරක්ෂයට වඩා බ්රහස්පතිගේ කක්ෂ තලයට ආසන්නව පවතී. සූර්යාගේ නිරක්ෂයට ආසන්න තලයක පවතින්නේ බුද ග්‍රහයා පමණි. ඇස්ටරොයිඩ පටියේ පවතින කර්ක්වුඩ් සිදුරු බොහෝමයක් බ්‍රහස්පති නිසා හට ගෙන ඇත. අභ්‍යන්තර සෞරග්‍රහ මණ්ඩලය තුළ සිදුවූ ග්‍රහක කඩා වැටීම් බොහොමයකට මෙම ග්‍රහලොව වගකිව යුතුය.
බ්රහස්පතිගේ චන්ද්‍රයන්ට අමතරව විශාල ග්‍රහක ප්රමාණයක් ද බ්රහස්පතිගේ ගුරුත්ව ක්ෂේත්‍රය නිසා සූර්යයා වටා බ්රහස්පතිගේ කක්ෂයේ ගමන්කරයි. මෙම ඇස්ටොරයිඩ ගුරුත්ව ක්ෂේත්‍රයේ ලග්‍රාන්ජීය ලක්ෂවල ස්ථායීව පවතින අතර ඒවා ට්‍රෝජන් ඇක්ටොරයිඩ ලෙස හඳුන්වයි. මේවා බ්‍රහස්පතිට පෙර සහ පසුව සූර්යයා වටා ගමන් කරනු ලබන අතර ඒවා පැරණි ඉතිහාසය අනුව ග්‍රීක සහ ට්‍රෝජන් ලෙස කණ්ඩායම් දෙකකට වෙන්කර ඇත. ප්‍රථම ඇස්ටරයිඩය වූ 588 - ආකිලස් 1906 දී මැක්ස් වුල්ෆ් මගින් සොයා ගත් අතර ඉන්පසු දහස් ගණනක් ඇස්ටරයිඩ සොයා ගන්නා ලදී. දැනට සොයාගෙන ඇති විශාලතම ඇස්ටොරයිඩය 64 - හෙක්ටර් වේ.
බ්‍රහස්පති සතු අතිවිශාල ගුරුත්වය සහ එය අභ්‍යන්තර සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයට ආසන්නයේ පැවතීම නිසා එය ඇතුළු සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයට පිරිසිදු කාරකයා ලෙස හැඳින්වේ. අභ්‍යන්තර සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයේ ගැටීමට එන බොහෝමයක් ග්‍රාහක එය වෙතට ඇදගනී. 1994 දී ෂූමාකර් - ලෙවි 9 ග්‍රාහකය. (SL9,පෙරදී D / 1993 F2 ලෙස හැඳින්වූ) බ්‍රහස්පති සමග ගැටුණු අතර එමගින් බ්රහස්පතිගේ ව්‍යුහය පිළිබඳ බොහෝ විස්තර ලබාගත හැකි විය. බ්‍රහස්පති විසින් අභ්‍යන්තර සෞරග්‍රහ මණ්ඩලය ග්‍රාහක ගැටුම්වලින් ආරක්ෂා කරන බවට මතයක් වූ නමුත් නවතම පරිගණක ප්‍රතිනිර්මාණවලින් හෙළිවන පරිදි බ්‍රහස්පති නිසා අභ්‍යන්තර සෞරග්‍රහ මණ්ඩලය හරහා ඇදී යන ග්‍රාහකවල සමස්ත අගයේ අඩුවීමක් සිදු නොවේ. එනම් බ්‍රහස්පති මගින් ග්‍රාහකවල ගමන් මාර්ගය ව්‍යාකූල කර එය වෙත ඇදගන්නේ හෝ ඉන් ඉවතට විසිවන්නේ දළ වශයෙන් සමාන ග්‍රාහක සංඛ්‍යාවකි.
කෙටිකාලීන ග්‍රාහක බොහෝමයක් බ්‍රහස්පති පවුලට අයත් වේ. ප්‍රධාන අක්ෂය බ්‍රහස්පතිට වඩා කුඩා ග්‍රාහක මෙම පවුලට අයත් වේ. නෙප්චූන්ට පිටතින් ඇති කූපර් පටිය කලාපයේ සිට පැමිණෙන මෙම ග්‍රහක බ්‍රහස්පතිට ආසන්න වූ විට බ්රහස්පතිගේ ගුරුත්වාකර්ෂණ බලපෑම නිසා කක්ෂය වෙනස් කර ගනී. ඉන් අනතුරුව සූර්යා හා බ්‍රහස්පති අතර සිදුවන ගුරුත්ව අන්තර් ක්‍රියාව මගින් අඩු ආවර්තී කාලයක් සහිත ග්‍රහක බවට ඒවා පත්වේ.
බ්රහස්පතිගේ පර්යේෂණ හා ගවේෂණ
සංස්කරණයස්වයංක්රීය Voyoger I යානය භාවිතයෙන් 1973 පටන් බ්‍රහස්පති ගවේෂණය සිදු වේ. ප්‍රධානම ව්‍යාපෘතියක් වූ “Flybys” හිදී බ්රහස්පතිගේ කක්ෂයට ඇතුළු නොවී පරීක්ෂණ කටයුතු සිදුවිය. බ්‍රහස්පතිට කක්ෂගත වූ එකම යානය “ගැලීලියෝ යානයයි”. මෙම කක්ෂගත වීමට අපහසු වීමේ හේතුව, බ්‍රහස්පති වටා ඇති පාෂාණමය වැස්මයි. එමෙන්ම බ්‍රහස්පති දූවිල්ලෙන් සෑදි තිබීම හේතුවෙන් යානයට ගොඩබෑමට භූමියක් නොමැති වීමට කක්ෂයෙන් පිටත හිඳ පර්යේෂණ නියැළීමට හේතුවිණි. මෙම ගවේෂණයන්හි දී, යානයේ වන්නේ වේගය හා බලයයි වඩාත් වැදගත් වේ. බලශක්තිය අවමයෙන් භාවිතා කර වේගයෙන් යාම වැදගත්ය. ගුරුත්වයේ බලපෑම අවම වන පරිදි අභ්‍යවකාශ ගත කර ශක්තිය ආරක්ෂාකරගත හැකිය. මෙම ශක්තිය delte V හෙවත් ප්‍රවේග මෙනයින් ගණන් බලයි. පෘථිවියේ සිට බ්‍රහස්පතිට ළංවීමට delte V 9.2 km/s අවශ්‍ය වේ. අභ්‍යවකාශ ගතවීමේ දී වැයවන ශක්තිය අඩුකර, එම ශක්තිය වැඩි වේගයෙන් යාමට උපයෝගී කර ගත හැකිය. බ්‍රහස්පතිට චන්ද්‍රයන් 60 ට වැඩි ප්රමාණයක් ඇත. මේවායෙන් බොහෝමයක් පිළිබඳව අපගේ දැනුම අඩුය.
භූමි දුරේක්ෂ පරීක්ෂණ
සංස්කරණය1610 දී අයෝ, යුරෝපා, ගැනිමිඩ් හා කැලිස්ටෝ (ගැලීලියානු චන්ද්‍රයන් ලෙස දැන් හඳුන්වන) යන බ්රහස්පතිගේ විශාලම ග්‍රහයන් 4 ගැලීලියෝ ගැලිලි විසින් අනාවරණය කර ගන්නා ලදී. මේවා පෘථිවියට අයත් සඳු හැරුණු විට ප්‍රථමයෙන්ම නිරීක්ෂණය කළ චන්ද්රයින් ලෙස සැලකේ. කෙසේ වුව ද සහශ්‍රක 2කට පමණ පෙර ක්‍රි.පූ.362 දී චීන තාරකා විද්‍යාඥයකු වූ ගෑන් ඩි පියවි ඇසින් බ්රහස්පතිගේ චන්ද්රයින් නිරීක්ෂණය කළ බවට තාරකා විද්‍යාව පිළිබඳ ඉතිහාසඥයකු වන චීන ජාතික ක්සි සෙ(z)සොන්ග් (Xi – Zezong)ප්‍රකාශ කරයි. පෘථිවි කේන්ද්‍රගත නොවූ බගෝල චලිතයක් (celestial motion) ප්‍රථම වරට සොයාගත්තේ ද ගැලීලියෝය. එය කොපර්නිකස්ගේ සූර්ය කේන්ද්‍රගත ග්‍රහවස්තු චලිතය පිළිබඳ සිද්ධාන්තයට මහත් රුකුලක් විය. ගැලී‍ලියෝගේ ප්‍රකාශ මෙම කොපර්නිකස් සිද්ධාන්තයට දැක්වූ සහාය නිසා ඔහුට කතෝලික සභාවල තර්ජනයන්ට ද මුහුණ දීමට සිදු විය. 1660 ගණන්වලදී කැසිනි නව දුරේක්ෂයක් ආධාරයෙන් බ්රහස්පතිගේ ලප හා වර්ණ පටි ද එහි පැතලි ගෝලාකාර ස්වභාවය ද නිරීක්ෂණය කළේය. එනම් එය ධ්‍රැවාසන්නයේ දී පැතලි වී ඇත. ඔහු ග්‍රහයාගේ පරිභ්‍රමණ කාලය ද තක්සේරු කිරීමට සමත් විය. 1690 දී එහි වායුගෝලය විවිධ වෙනස්කම්, දක්වමින් භ්‍රමණයන්ට ද භාජනය වන බවට කැසිනි නිරීක්ෂණය කළේය.
බ්රහස්පතිගේ දක්ෂිණ අර්ධ ගෝලයේ නෙරා ඇති ඕවල හැඩය ගත් ලක්ෂණයක් වන මහා රතු ලපය 1664 දී රොබට් හුක් හා 1665 දී ගෝවැනි කැසිනි විසින් නිරීක්ෂණයට ලක්වී තිබෙන බවට විශ්වාස කළ ද මෙය මතභේදයට තුඩු දී ඇත. ප්‍රථමවරට රතු ලපය පෙන්වන සටහනක් ඉදිරිපත් කලේ ඖෂධවේදියෙකු වන හෙන්රිච් ෂෙවාබ් විසින් 1831 දීය. රතු කවය 1665 දී හා 1708 දී වරින් වර දර්ශන පථයෙන් අතුරුදහන් විය. 1878 දී එය කැපී පෙනෙන අන්දමින් අතුරුදහන් විය. එය 1883 දී හා විසිවන ශතවර්ෂය ආරම්භයේ දී නැවත වරක් මැකී ගිය බවට වාර්තා විය. ගෝවැනි බොරෙලී කැසිනි විසින් ජොවැනි චන්ද්රයින්ගේ (Jovian moons) චලිතය පිළිබඳ ක්‍රමානුකූල වගු නිර්මාණය කළ අතර එමඟින් චන්ද්රයින් ග්‍රහයා ඉදිරියෙන් හා පසුපසින් යන කාල ප්‍රාන්තර නිර්ණය කර ගැනීමට හැකි විය. කෙසේ වුව ද 1670 ගණන්වල දී බ්‍රහස්පති, පෘථිවියට සූර්යයාගේ අනෙක් පැත්තේ ඇති විට මෙම සිද්ධීන් බලාපොරොත්තු වූ කාලයට වඩා මිනිත්තු 17 ක් ප්‍රමාදව සිදු වන බවට නිරීක්ෂණය කරන ලදී. කෙසේ වුව ද අදාල සංසිද්ධිය ක්ෂණිකව නිරීක්ෂනය කළ නොහැකි බව (කැසිනි මුලින් ප්‍රතික්ෂේප කළ සොයාගැනීමක්) ඔලේ රෝමර් විසින් අපෝහනය කළ අතර මෙම කාල වෙනස ආලෝකයේ ප්‍රවේගය නිශ්චය කිරීමට ද යොදා ගන්නා ලදී. 1892 දී ඊ.ඊ. බර්නාර්ඩ් විසින් කැලිෆෝනියාවේ පිහිටි ලික් පරීක්ෂණාගාරයේ දී අඟල් 36 වර්තකයක් තුළින් බ්රහස්පතිගේ පස්වන චන්ද්රයා නිරීක්ෂණය කරන ලදී. ඔහුගේ තියුණු දෑසට ස්තූති වන්නට සොයාගත් මෙම සාපේක්ෂව කුඩා වස්තුව විසින් ඔහුව ඉක්මනින් ජනප්‍රිය කරන ලදී. මෙම චන්ද්රයා පසුව අමල්තියා නමින් නම් කරන ලදී. මෙය දෘෂ්ටි නිරීක්ෂණය මඟින් අනාවරණය කරගත් අවසාන ග්‍රහ චන්ද්‍රයායි. තවත් චන්ද්රයින් 8ක් වොයෙජර් 1 පියාසැරිය මඟින් (1979 දී) පසුව සොයා ගන්නා ලදී. 1932 දී රූපට් වයිල්ඩ්ට් විසින් බ්රහස්පතිගේ වර්ණාවලියේ ඇමෝනියා හා මෙතේන් හි අවශෝෂණ රේඛා හඳුනා ගන්නා ලදී. දීර්ඝ කාලීන පිළි වාසුලි ලක්ෂණ 3ක් මඟින් ඇති වූ සුදු ඕවල 1938 දී නිරීක්ෂණයට භාජනය විය. දශක කිහිපයක් මුළුල්ලේ මේවා වරින් වර ළං වෙමින් පැවතුන ද කිසි දිනක සංයුක්ත නොවූ අතර වෙන් වෙන්ව පැවතුණි. අවසානයේ දී 1998 දී ඕවල 2ක් සංයුක්ත වී තුන් වැන්න ද 2000 දී අවශෝෂණය කරගත් අතර ඕවල් (Oval BA) BA බවට පත් විය. 1955 දී බර්නාඩ් බර්ක් හා කෙ‍නාත් ෆ්‍රැන්ක්ලින් විසින් 22.2 MHz සංඛ්‍යාතයකින් බ්රහස්පතිගෙන් විද්‍යුත් චුම්භක සංඥා එන බව අනාවරණය කරගන්නා ලදී. මෙම සංඥා කාල ප්‍රාන්තර ග්රහලොවේ භ්‍රමණ කාල පරිච්ඡේදයන් හා සැසඳුණු අතර ඔවුන්ට මෙම තොරතුරු මඟින් එහි භ්‍රමණ සීඝ්‍රතාව ද ප්‍රති ඇගයීමකට ලක් කළ හැකි විය. බ්රහස්පතිගෙන් රේඩියෝ සංඥා පැමිණෙන්නේ ආකාර 2කටය. තත්පර කිහිපයක් රඳා පවතින දිගු නිකුත් කිරීම් (L-bursts) හා තත්පරයෙන් 100න් පංගුවකටත් වඩා අඩු කාලයක් පවතින කෙටි නිකුත් කිරීම් (S-bursts) වශයෙනි. බ්රහස්පතිගෙන් රේඩියෝ සංඥා සම්ප්‍රේෂණය කෙරෙන ආකාර 3ක් ඇති බව විද්‍යාඥයින් අනාවරණය කොටගෙන ඇත.
- ඩෙකාමීටර රේඩියෝ විමෝචනය (මීටර දහයක පමණ තරංග ආයාමයක් සහිත) බ්රහස්පතිගේ භ්‍රමණයත් සමඟ විචලනය වන අතර මේවා බ්රහස්පතිගේ චුම්භක ක්ෂේත්‍රය සමග අයෝ චන්ද්‍රයාගේ අන්තර්ක්‍රියා හේතුවෙන් බලපෑමට ලක් වේ.
- ඩෙසි මීටර රේඩියෝ විමෝචන (සෙන්ටිමීටර ගණන් දිග තරංග ආයාම ඇති) 1959 දී හේන් හ්වැටුම් හා ෆ්‍රෑන්ක් ඩ්රේක් මඟින් නිරීක්ෂණයට ලක් කෙරෙන ලදී. මෙම සංඥාවල සම්භවය වන්නේ බ්රහස්පතිගේ සමකය වටා ඇති තාලිවලයීය හැඩයක් ගත් පටියකි. මෙය සිදු වන්නේ ඉලෙක්ට්‍රෝනවලින් සයික්ලොට්‍රෝන විකිරණ විමෝචනය වී බ්රහස්පතිගේ චුම්භක ක්ෂේත්‍රය මඟින් ත්වරණයට ලක්වීමෙනි.
- බ්රහස්පතිගේ වායුගෝලයේ උෂ්ණත්වය මඟින් ජනිත වන තාප විකිරණ
1994 ජුලි 16-22 කාලය තුළ ප්‍රථම සෘජු අභ්‍යාවකාශ වස්තු 2ක ගැටීම නිරීක්ෂණය කිරීමට ඉඩ සලසමින් ෂූමාකර් - ලෙවි 9 වල්ගා තරුවේ කොටස් බ්‍රහස්පති මතට පතිත විය. මෙය බ්රහස්පතිගේ වායුගෝලයේ සංයුතිය පිළිබඳව ප්‍රයෝජනවත් දත්ත රාශියක් සැපයීය.
ස්වයංක්‍රීය අභ්‍යවකාශ යානා
සංස්කරණය1973 සිට බ්‍රහස්පති කරා ගිය ස්වයංක්‍රීය අභ්‍යවකාශ යානා කිහිපයකින් බ්‍රහස්පති ගවේෂණ ව්‍යාපෘතිය සමන්විත වේ. මෙම ව්‍යාපෘතිවලින් බොහෝමයක් යානාවන් ගොඩබැස්සවීම හෝ කක්ෂගත කිරීම්වලින් තොරව විස්තරාත්මක තොරතුරු සොයා බලන ලද ආසන්න පියාසැරිවලින් සමන්විත ව්‍යාපෘති විය. මේවායින් ගැලීලියෝ අභ්‍යවකාශ යානය පමණක් බ්‍රහස්පති වටා කක්ෂගත වෙමින් එය පිළිබඳව අධ්‍යයනය කළේය. බ්‍රහස්පති කුඩා ඝණ හරයක් පමණක් පවතින අතර විශාල ඝණ මායිමක් නොපවතින නිසා ඒ තුළට ගොඩබැස්සවීමක් සිදු කළ නොහැකිය.
සෞරග්‍රහ මණ්ඩලය තුළ වන අනෙක් ග්‍රහ ලෝකවලට ගමන් කිරීමේදී ශක්ති අභ්‍යවකාශ යානයේ සමස්ත ප්‍රවේගයේ වෙනස්වීමක් මගින් පැහැදිලි කරනු ලැබේ. පෘථිවියේ සිට බ්‍රහස්පති කරා ළංවීමට 9.2km/s ක ප්‍රවේග වෙනසක් හා පහත් පෘථිවි කක්ෂයට පැමිණීම 9.7 km/s ප්‍රවේග වෙනසක් අවශ්‍යය.
වාසනාවකට ඉතා විශාල අභ්‍යවකාශ ගමන්වලදී බ්‍රහස්පති කරා ලඟාවීමට ගුවන් ගත කිරීමේදී ලබාදුන් ශක්තිය ගුරුත්ව තල්ලුව නිසා අඩු අගයකට පත්කර ඇත.
බ්‍රහස්පතිට 60 අධික චන්ද්රයින් ප්රමාණයක් පවතී. මේවායින් බොහෝමයක් ඉතා කුඩා ප්‍රමාණයේ ඒවාය.
උපග්‍රහයින්
සංස්කරණයබ්රහස්පතිට නම් කරන ලද ස්වාභාවික උපග්‍රහයින් 69 ක් ඇත. මෙයින් 47 ක විශ්කම්භය කිලෝමීටර් 10 ට වඩා අඩු අතර මේවා අනාවරණය කොට ගෙන ඇත්තේ 1975 වර්ෂයෙන් පසුවය. “ගැලීලියානු” චන්ද්‍රයන් ලෙස හැඳින්වෙන බ්රහස්පතිගේ විශාලතම චන්ද්‍රයන් සතර අයෝ, යුරෝපා, ගැනිමිඩ්, කැලිස්ටෝ යන නම් වලින් හඳුන්වයි.
ගැලීලියානු චන්ද්රයින්
සංස්කරණයසෞරග්රහ මණ්ඩලයේ විශාලතම උපග්‍රහයින් අතරින් තුනක් වන අයෝ, යුරෝපා හා ගැනිමිඩ්හි කක්ෂ “ලාප්ලේස් අනුනාදය” නම් රටාවක් මවයි. අයෝ බ්‍රහස්පතිට වටා සම්පූර්ණ කරන සෑම කක්ෂ 4 කටම යුරෝපා හරියටම කක්ෂ දෙකක් ද ගැනිමිඩ් හරියටම එක් කක්ෂයක් ද සම්පූර්ණ කරයි. මේ ක්‍රියාවලිය මෙම විශාල චන්ද්‍රයන් 3 හි ගුරුත්වාකර්ෂණ ආචරණයට හේතු වී ඇත. මන්දයත් එක් එක් සඳ එය සමමුහුර්ත කරන සෑම කක්ෂ වටයකදීම එකම ලක්ෂ්‍යයකදී එහි අසැල්වැසියන්ගෙන් අමතර ඇදීමකට භාජනය වේ. අනෙක් අතට බ්රහස්පතිගෙන් එල්ලවන උදම් බලය ඒවායේ කක්ෂ වෘත්තාකාර කිරීමට ක්‍රියා කරයි.
ඒවායේ කක්ෂවල විකේන්ද්‍රිකතාව සදවල් තුනෙහි හැඩයේ නිරන්තරයෙන් විකෘති වීමකට හේතුවේ. බ්රහස්පතිගේ ගුරුත්වය ඒවා ළංවනවාත් සමග චන්ද්‍රයන් ඇදීමකට ලක්කරන අතර චන්ද්රයින් ඇදීමකට ලක්කරන අතර චන්ද්‍රයන් ඈතට ගමන් කරන විට වඩාත් ගෝලාකාර හැඩයකට සකස් වීමට ඉඩ දේ. මෙම ක්‍රියාවලිය නිසා ඇතිවන ඝර්ෂණයෙන් චන්ද්රයින්ගේ අභ්‍යන්තරය තාපනයකට ලක්වේ. මෙම ක්‍රියාවලිය වඩාත් විචිත්‍ර ආකාරයකට දක්නට ලැබෙන්නේ අයෝහි අභ්‍යන්තරයේ සිදුවන විශ්මය ජනක ගිනි කඳු ක්‍රියාවලිවලිනි. (ප්‍රබලවම උදම් බලවලට ලක්වන්නේ අයෝය) තවද යුරෝපයෙහි භූගෝලයට නැවුම් මතුපිටහිද මෙය යන්තම්න් දක්නට ලැබේ. (එහි බාහිරය මෑතකදී පිටතට ඒම හඟවමින්)
ගැලීලියෝ චන්ද්රයින්, පෘතුවි චන්ද්රයා සමග සංසන්දනාත්මකව
සංස්කරණය| නම | විෂ්කම්භය | ස්කන්ධය | කක්ෂ අරය | කක්ෂ කාලාවර්තය | ||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| කිමී | % | කිග්‍රෑ | % | කිමී | % | දින | % | |
| අයෝ | 3643 | 105 | 8.9×1022 | 120 | 421,700 | 110 | 1.77 | 7 |
| යුරෝපා | 3122 | 90 | 4.8×1022 | 65 | 671,034 | 175 | 3.55 | 13 |
| ගැනිමීඩ් | 5262 | 150 | 14.8×1022 | 200 | 1,070,412 | 280 | 7.15 | 26 |
| කලිස්ටෝ | 4821 | 140 | 10.8×1022 | 150 | 1,882,709 | 490 | 16.69 | 61 |
චන්ද්රයින්ගේ වර්ගීකරණය
සංස්කරණය
වෙයෙජර් ක්‍රියාන්විතවල අනාවරණයන්ට පෙර, බ්රහස්පතිගේ චන්ද්රයින් චන්ද්රයින් සතරකින් යුත් කණ්ඩායම් 4කට වෙන්කර තිබුණි. ඒ ඒවායේ කක්ෂීය මුලධාතුවල සමානාත්මතාවය මත පදනම්වය. එතැන් පටන් නව කුඩා, පිටින් පිහිටි චන්ද්රයින් විශාල සංඛ්‍යාවක් විසින් මෙම සැකසුම වඩාත් සංකීර්ණ කොට තිබිණි. වර්තමානයේ ප්‍රධාන වශයෙන් කාණ්ඩ හයක් තිබෙන බව අදහස් කෙරෙන මුත් මේවායින් සමහරක් අනෙක් ඒවාට වඩා බොහෝ සෙයින් වෙනස්වේ .
මූලික උප බෙදීමක් නම් අභ්‍යන්තරයේ චන්ද්රයින් 8 දෙනා කාණ්ඩ කිරීමවන අතර ඒවාට බ්රහස්පතිගේ සමක තලය අසල බොහෝදුරට වෘත්තාකාර කක්ෂ පවතින අතර මේවා බ්‍රහස්පති නිර්මාණයත් සමගම ඇති වන්නට ඇති බව විශ්වාස කෙරේ. ආතන හා ඉලිප්සාකාර පථවලින් යුක්ත අවිධිමත් ලෙස පවතින ඉතිරි චන්ද්රයින් විශාල සංඛ්‍යාවක් පවතින අතර ඒවා ග්‍රාහක හෝ ග්‍රාහක කැබලි බවට විශ්වාස කරයි. ආසන්නව කක්ෂ මූලිකාංග හා එවැනි ආසන්නව සමාන ලක්ෂණ මෙම දරන අවිධිමත් චන්ද්රයින් හට විනාශ වූ එක් විශාල චන්ද්‍රයෙක් හෝ ගුරුත්වාකර්ෂණයට හසුවූ වෙනස් වස්තුවක් වැනි එකම සම්භවයක් තිබීම ඉඩ ඇති බවට විශ්වාස කෙරේ.
විධිමත් චන්ද්රයින්
සංස්කරණයඅභ්යන්තර කාණ්ඩ
සංස්කරණයඅභ්යන්තර කාණ්ඩයට අයත් කුඩා චන්ද්රයින් 4ට 200km ට අඩු විශ්කම්භය හා 200000 km ට අඩු කක්ෂ පවතින අතර කක්ෂ ඇලවීම අංශක භාගයකටත් වඩා අඩුය.
ගැලීලියානු චන්ද්රයින්
සංස්කරණයගැලීලියෝ ගැලිලි හා සයිමන් මෙරිසස් විසින් අනාවරණය කර ගන්නා ලද අතර මෙම චන්ද්රයින් 4 ට 400000 – 2000000 km කක්ෂ පවතින අතර සෞරග්‍රහ මණ්ඩලයේ විශාලතම චන්ද්රයින් කිහිපයක්ද අන්තර්ගත වේ.
අවිධිමත් චන්ද්රයින්
සංස්කරණයතෙමිස්ටෝ
සංස්කරණයමෙයට අයත් වන්නේ මෙම චන්ද්රයා පමණකි. එහි කක්ෂය ගැලීලියානු චන්ද්රයින් හා හිමාලියා කාණ්ඩය අතරින් ගමන් කරයි.
හිමාලියා කාණ්ඩය
සංස්කරණයබ්රහස්පතිගෙන් 11000000 – 12000000 km පමණ ඈතින් පිහිටි කක්ෂවලින් යුක්ත එකිනෙකට ඉතා ළගින් එක් රොක් වූ චන්ද්රයින් සමූහයකි.
කාර්පෝ - මෙයද තනිවූ චන්ද්‍රයෙකි. ඇනකී කාණ්ඩයේ අභ්‍යන්තර කෙළව‍රෙහි පිහිටා ඇත සෘජු අර්ථයකින් පරිභ්‍රමණය වේ.
ඇනකී කාණ්ඩය - මෙම කාණ්ඩයට පැහැදිලිව වෙන්කර ගත නොහැකි සීමාවන් පවතින අතර 1490 ක මධ්‍යයතන ඇලයක් පවතී. බ්‍රහස්පති සිට 21276000km මධ්‍යන්‍ය දුරකින් පිහිටයි.
කාර්මේ කාණ්ඩය - සාමාන්‍යයෙන් අනෙක් ඒව‍ායෙන් වෙන්ව පවතින කාණ්ඩයකි. බ්‍රහස්පති සිට 2340400km මධ්‍යන්‍යය දුරකින් පිහිටන අතර 1650 ක මධ්‍යන්‍යය ඇලයක් පවතී.
පැසි‍ෆී කාණ්ඩය - විසිරුණු හා නොපැහැදිලි කාණ්ඩයක් වන අතර බාහිරවම පවතින සියලු චන්ද්රයින් අයත් වේ.
මූලාශ්‍ර
සංස්කරණය- ^ Jupiter, entry in the Oxford English Dictionary, prepared by J. A. Simpson and E. S. C. Weiner, vol. 8, second edition, Oxford: Clarendon Press, 1989. ISBN 0-19-861220-6 (vol. 8), ISBN 0-19-861186-2 (set.)
- ^ Seligman, Courtney. "Rotation Period and Day Length". සම්ප්‍රවේශය 2009-08-13.
- ^ a b c d e f g h i j k l m n Williams, David R. (November 16, 2004). "Jupiter Fact Sheet". NASA. සම්ප්‍රවේශය August 8, 2007.
- ^ "The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter". 2009-04-03. 2009-04-20 දින මුල් පිටපත වෙතින් සංරක්ෂණය කරන ලදී. සම්ප්‍රවේශය 2009-04-10. (produced with Solex 10 සංරක්ෂණය කළ පිටපත 2015-05-24 at the Wayback Machine written by Aldo Vitagliano; see also Invariable plane)
- ^ Yeomans, Donald K. (2006-07-13). "HORIZONS System". NASA JPL. සම්ප්‍රවේශය 2007-08-08. — At the site, go to the "web interface" then select "Ephemeris Type: Elements", "Target Body: Jupiter Barycenter" and "Center: Sun".
- ^ Orbital elements refer to the barycenter of the Jupiter system, and are the instantaneous osculating values at the precise J2000 epoch. Barycenter quantities are given because, in contrast to the planetary centre, they do not experience appreciable changes on a day-to-day basis from to the motion of the moons.
- ^ a b c d Seidelmann, P. Kenneth (2007). "Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 90: 155–180. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. ISSN 0923-2958. සම්ප්‍රවේශය 2007-08-28.
{{cite journal}}: Unknown parameter|coauthors=ignored (|author=suggested) (help) - ^ a b c d e f g Refers to the level of 1 bar atmospheric pressure
- ^ "Solar System Exploration: Jupiter: Facts & Figures". NASA. 7 May 2008.
- ^ "Astrodynamic Constants". JPL Solar System Dynamics. 2009-02-27. සම්ප්‍රවේශය 2007-08-08.
- ^ Seidelmann, P. K.; Abalakin, V. K.; Bursa, M.; Davies, M. E.; de Burgh, C.; Lieske, J. H.; Oberst, J.; Simon, J. L.; Standish, E. M.; Stooke, P.; Thomas, P. C. (2001). "Report of the IAU/IAG Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites: 2000". HNSKY Planetarium Program. සම්ප්‍රවේශය 2007-02-02.
{{cite web}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link) - ^ Anonymous (1983). "Probe Nephelometer". Galileo Messenger (6). NASA/JPL. සම්ප්‍රවේශය 2007-02-12.
{{cite journal}}: Unknown parameter|month=ignored (help)
