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木星

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Jupiter 木星的天文學符號。
新視野號拍攝的木星影像。
新視野號太空船在2007年利用木星的引力加速時所看見的木星。
编号
发音 收听i英语发音:/ˈpɨtər/[1]
形容詞 木星的
轨道参数[5][lower-alpha 1]
历元 J2000
远日点 5.458104 AU (816,520,800 km)
近日点 4.950429 AU (740,573,600 km)
半长轴 5.204267 AU (778,547,200 km)
离心率 0.048775
轨道周期
会合周期 398.88 日[3]
平均速度 13.07 公里/秒[3]
平近点角 18.818°
轨道倾角
升交点黄经 100.492°
近日点参数 275.066°
卫星 67 (截至2014年  (2014-Missing required parameter 1=month!))
物理特征
平均半径 69,911±6 km[6][lower-alpha 2]
赤道半径
半径
扁率 0.06487±0.00015
表面积
体积
质量
  • 1.8986×1027 kg[3]
  • 317.8 Earths
  • 1/1047 Sun[8]
平均密度 1.326 g/cm3[3][lower-alpha 2]
表面重力 24.79 m/s2[3][lower-alpha 2]
2.528 g
逃逸速度 59.5 km/s[3][lower-alpha 2]
恒星自转周期 9.925 h[9] (9 h 55 m 30 s)
赤道自转速度 12.6 km/s
45,300 km/h
转轴倾角 3.13°[3]
北极赤经 268.057°
17h 52m 14s[6]
北极赤纬 64.496°[6]
反照率 0.343 (Bond)
0.52 (geom.)[3]
表面温度 最低 平均 最高
1 bar level 165 K(−108.15°C)[3]
0.1 bar 112 K[3]
视星等 −1.6 to −2.94[3]
角直径 29.8″ to 50.1″[3]
大气[3]
表面气压 20–200 kPa[10] (cloud layer)
大气标高 27 km
成分

by volume:

89.8±2.0% (H2
10.2±2.0% (He)
≈ 0.3% 甲烷(CH4
≈ 0.026% (NH3
≈ 0.003% 氘化氫 (HD)
0.0006% 乙烷(C2H6
0.0004% 水(H2O)

木星太陽系太陽向外的第五顆行星,並且是最大的行星。它是顆巨行星質量是太陽的千分之一,但卻是太陽系其他行星質量總和的2.5倍。木星和土星氣體巨星天王星海王星冰巨星)。

古代的天文學家就已經知道這顆行星[11] 羅馬人以他們的稱這顆行星為朱庇特[12]。古代中國則稱木星為歲星,取其繞行天球一周為12年,與地支相同之故[13]

從地球看木星,它的視星等可以達到 -2.94等,已經可以照出陰影[14],並使它成為繼月球金星之後,是夜空平均第三亮的天體(火星在其軌道的特定點上時能短暫與木星的亮度相比。)。

木星的主要成分是,但只佔十分之一分子數量的,卻佔了總質量的四分之一;它可能有岩石的核心和重元素[15],但是像其他的巨行星一樣,木星沒有可以明確界定的固體表面。由於自轉快速地自轉,木星的外觀呈現扁球體(赤道附近有輕微但明顯可見的凸起)。外面的大氣層依緯度成不同的區與帶,在彼此的交界處有湍流和風暴作用著。最顯著的例子就是大紅斑,已知是在17世紀第一次被望遠鏡見到,持續至今未曾停歇過的巨大風暴。環繞著木星的還有微弱的行星環和強大的磁層,包括4顆1610年發現的伽利略衛星,木星至少有67顆衛星。佳利美德是其中最大的一顆,其直徑大於行星中的水星

木星至今已有數艘無人太空船前往探勘,包括早期的先鋒計劃與航海家計畫探索任務,以及後期的伽利略號。最近一次則是2007年2月底、目標冥王星的新視野號太空船。新視野號並藉由木星的重力助推做加速。未來有關木星系統的探索計畫仍持續推動著,目標包括木衛二可能存在的覆冰液態海洋

迄今已有數艘無人太空船前往木星探勘,最值得注意的是早期飛掠任務的先鋒號航海家計畫,和後期的伽利略號。最近拜訪木星的是鎖定冥王星新視野號太空船,在2007年2月28日最接近木星,並借助木星的加速前往冥王星。未來仍將繼續探測木星系統,包括可能被冰覆蓋著可能有液態海洋的歐羅巴

形成和遷徙[编辑]

一組新的超級地球可能起初聚集在內太陽系[來源請求]。 地球和它鄰近的行星可能是在木星碰撞與摧毀這些在太陽附近的超級地球之後,從碎片中形成的。當木星遷徙至內太陽系,在理論家所謂的大遷徙假說,突然的引力推與拉,導致這些超級地球的軌道開始重疊,引發彼此間一系列的碰撞[16]

天文學家已經發現500多個多行星系統,這些系統通常包括幾顆質量數倍於地球(超級地球)的行星,進到比水星更靠近太陽的距離,並且類似木星的氣體氣體巨星也會很靠近它們的母恆星。

看來,木星在太陽系的外側軌道上,是因為當它遷徙時, 土星拉著它往外移動[來源請求]。木星從內太陽系往外移動,可能給了內太陽系的行星,包括地球,可以形成的契機[17]

結構[编辑]

木星主要由氣體和液體物質構成,它是4顆巨行星中最大的,也是太陽系最大的行星。它的赤道直徑142,984 km(88,846 mi),密度1.326 g/cm3,是巨行星中第二高的,但遠低於其它4顆類地行星

成分[编辑]

木星大氣層上層的成分以氣體分子的體積百分比大約88-92%是氫,8-12%是氦。因為氦原子的質量是氫原子的4倍,當以質量描述組成時不同的原子量就會有不同的貢獻。因此木星的大氣層大約75%的質量是氫,24%的質量是氦,剩餘的1%是其它的元素。內部包含密度較高的材料,大致是71%的氫,24%的氦,和5%其它的元素。大氣中含有微量的甲烷、水蒸氣基化合物。也有微量的乙烷硫化氫磷化氫,最外層的大氣含有結晶的氨[18][19]。經由紅外線紫外線的測量,也發現有微量的和其它的烴類[20]

大氣中氫和氦的比例接近理論上的原始太陽星雲組成。氖在大氣層上層僅佔百萬分之廿,大約是太陽中豐度的十分之一[21]。氦也幾乎耗盡,大約只有太陽組成的80%左右。這種減少是因為這些元素沉降到行星內部的結果[22]。較重的惰性氣體在木星大氣層中的豐度是太陽的2-3倍[來源請求]

依據光譜土星的組成被認為類似於木星,但其它的巨行星,天王星海王星有著相對較少的氫與氦[23]。由於缺乏直接深入大氣層的探測器,除了外層的大氣層外,缺乏內部更重元素豐度的精確數值。

質量和大小[编辑]

木星的大小比太陽小一個數量級(×0.10045),但仍比地球大一個數量級(×10.9733),大紅斑大約與地球一樣大(相同數量級)。

木星的質量是太陽系其他行星質量總和的2.5倍,由於它的質量是是如此巨大,因此太陽系的質心落在太陽的太陽表面之外,距離太陽中心1.068太陽半徑。雖然木星的直徑是地球的11倍,非常巨大,但是它的密度很低,所以木星的體積是地球的1,321倍,但質量只是地球的318倍[3][24]。木星的半徑是太陽半徑的十分之一[25],質量是太陽質量的千分之一,所以兩者的密度是相似的[26]。"木星質量"(MJ或MJup)通常被做為描述其它天體,特別是系外行星棕矮星,的質量單位。因此,例如系外行星HD 209458 b的質量是0.69MJup,而仙女座κb的質量是12.8MJup[27]

理論模型顯示如果木星的質量比現在更大,而不是僅有目前的質量,它將會繼續收縮[28]。質量上的些許改變,不會讓木星的半徑有明顯的變化,大約要在500地球質量(1.6MJup)才會有明顯的改變[28]。儘管隨著質量的增加,內部會因為壓力的增加而縮小體積。結果是,木星被認為是一顆幾乎達到了行星結構和演化史所能決定的最大半徑[29]。隨著質量的增加,收縮的過程會繼續下去,直到達到可察覺的恆星點火質量,大約是50MJup的高質量棕矮星[30]

然而,需要75倍的木星質量才能使氫穩定的融合成為一顆恆星。最小的紅矮星,半徑大約只是木星的30% [31][32]。儘管如此,木星仍然散發出更多的能量。它接受來自太陽的能量,而內部產生的能量也幾乎和接受自太陽的總能量相等[33]這些額外的熱量是由開爾文-亥姆霍茲機制通過收縮產生的。這個過程造成木星每年縮小約2公分[34]。當木星形成的時候,它比現在熱,直徑大約是現在的2倍[35]

內部結構[编辑]

木星被認為有個由元素混合的緻密核心,被一層含有少量氦,主要是氫分子的液態金屬氫包覆著[34]。除了這個基本的輪廓,不確定的成分還是相當的大。核心經常被描述為岩石,但是其詳細的成分是未知的,而且在這種深度下的溫度、壓力、和材料的性質也都不清楚(見下文)。在1997年,有人建議用種立法測量是否存在著核心[34],顯示核心大約有12至45地球質量,約占木星總質量的4%至14%[33][36]。 行星模型認為在行星形成的歷史上,木星至少有一段時間有個夠大的岩石或冰的核心,才可以從原始太陽星雲收集到足夠大量的氫和氦。假設它確實存在,它可能因為現存的熱液態金屬氫與地函混合的對流而萎縮,並且熔融在行星內部的較上層。核心現在可能完全消失,但由於重力測量仍不夠精確,還不能完全排除這種可能性[34][37]

模型的不確定性受限於測量參數的誤差:用來描述行星引力動量的一個自轉係數(J6)、木星的赤道半徑、在1帕壓力處的溫度。預期在2011年8月發射的朱諾號探測器將能獲得這些參數更好的數值,從而在核心的問題上取得進展[38]

核心區域被密集的金屬氫包圍著,向外延伸到大約行星半徑78%之處[33],通過這一層的氦和氖,像雨水滴般向下沉降,消耗掉這些元素在上層大氣的豐度[22][39]

在金屬氫上層是內層透明氫的大氣層。在這個深度,溫度是在臨界溫度之上,對氫而言只有33K[40]。在此狀態下,沒有層次分明的液體和氣體位相 -氫可能是臨界的超流體狀態。在這層之上的,從雲層向下延伸至深度大約1,000公里的氫,順理成章的應該是氣體[33],而在更深的一層是流動的液體。在物理上,那裏沒有明確的邊界 -氣體很順利的變得更熱和更密集的下降[41][42]

木星內部的溫度和壓力,由於開爾文-亥姆霍茲機制問定的朝向核心增加。在壓力為10的”表面”,溫度大約是340 K(67 °C;152 °F)。在氫相變的區域 -溫度達到臨界點- 氫成為金屬,相信溫度是10,000 K(9,700 °C;17,500 °F),壓力的200GPa。在核心邊界的溫度估計為36,000 K(35,700 °C;64,300 °F),同時內部的壓力大約是3,000至4,500GPa[33]

木星的衛星,表面和內部示意圖。
這幅模型剖面圖顯示木星內部的構造,液態金屬氫覆蓋著內部深處的岩石核心。

大氣層[编辑]

木星有著太陽系內最大的行星大氣層,跨越的高度超過5,000 km(3,107 mi) [43][44]。由於木星沒有固體的表面,它的大氣層基礎通常被認為是大氣壓力等於1 MPa(10 bar),或十倍於地球表面壓力之處[43]

雲層[编辑]

這是航海家1號太空船於1979年2月25日距離木星920萬公里(570萬英里)飛掠過木星時拍攝的影像。白色的橢圓形風暴正下方是與直徑大約地球相同的大紅斑。

木星永遠被氨晶體和可能是氫硫化氨的烏雲籠罩著。對流層頂的雲,在不同緯度形成不同的區帶,最著名的是熱帶區。這些區帶分為亮色調的(zones)和深色調的(belts)。這些模式互不相容環流間的交互作用導致風暴和湍流風速達到100m/s(360Km/h)的緯向急流是很常見的[45]。每一年,各區都有著不同的寬度、顏色和強度,但對天文學家而言,依然可以穩定的給予識別和指定[24]

這個模擬的循環動畫顯示木星逆向旋轉的雲帶運動。在此圖中,行星的表面以圓柱投影投射。動畫最大寬度:720 pixels,更大寬度的動畫:1799 pixels

雲層大約只有50 km(31 mi)深,並且至少包含兩層覆蓋的雲:厚厚的下層和薄且清晰的區域。在氨雲層下面也有薄薄一層的雲,有證據顯示木星的大氣層中也有閃爍的閃電。這是由水分子的極性造成的,它使得創造閃電所需要的電荷能夠分離[33]。這些放電的強度達到地球上的一千倍[46]。水雲可以形成雷暴,驅使熱量從內部不斷上升[47]

木星雲層的橙色和棕色是內部湧升的化合物暴露在紫外線下,引起顏色的改變造成的。確切的構成仍然清楚,但被認為是含有磷、硫或可能是烴類[33][48]。這些豐富多彩的或合物,稱為發色團,與下層較溫暖的雲層混合。 區是由上升的氨結晶對流胞形成的,在觀測上通常是較低層雲的掩蔽物[49]

木星的低轉軸傾角意味著兩極能接收到的太陽輻射遠遠的少於行星的赤道地區。形星內部的對流輸送大量的能量到極區,使雲層的溫度能夠平衡[24]

大紅斑和其它渦旋[编辑]

木星 -大紅斑的大小在縮減中(2014年5月15日)[50]

木星最著名的特徵是大紅斑,這是比地球大的一個持久性反氣旋風暴,位置在赤道南方22°,至少在1831年以來,就已經知道它的存在[51],並且可能更提早至1665年[52][53]。來自哈伯太空望遠鏡的影像顯示多達兩個紅斑毗鄰著大紅斑[54][55]。這個風暴大到可以使用地基的小口徑12 cm或更大的望遠鏡看見[56] 數學模型建議這個風暴是穩定的,可能是這顆行星上的一個永久性的特徵[57]

來自航海家1號的木星縮時攝影(超過一個月),顯示大氣層區帶的運動和大紅斑的循環運行,全尺寸的影像在此處

鵝蛋形物體的自轉逆時針方向,週期大約是六天[58]。大紅斑的維度是24,000至40,000公里 X 12,000至14,000公里。它的直徑大到可以容得下2至3顆地球[59]。這個風暴的最大高度比周圍的雲層高出約8 km(5 mi)[60]

風暴通常都發生在巨行星大氣層湍流內,木星也有白色和棕色的鵝蛋形風暴,但較小的那些風暴通常都不會被命名。白色的鵝蛋傾向於包含大氣層上層,相對較低溫的雲。棕色鵝蛋形是較溫暖和位於普通雲層。這種風暴持續的時間可以只有幾個小時,也可以長達數個世紀。

在航海家證實大紅斑的特徵是一場風暴之前,因為它相對於周圍其餘的氣團有時快,有時慢的差異旋轉,已經是強有力的證據,表明大紅斑與行星表面或深處的地形特徵沒有關聯性。歷史上的紀錄顯示,它已經比任何可能故的標誌繞著行星多旋轉了好幾圈[來源請求]

在2000年,在男伴吽有一個外觀與大紅斑類似,但較小的大氣特徵出現。這是由幾個較小的白色鵝蛋形風暴合併成的一個特徵 -三個在1938年首度被觀測到的較小的鵝蛋形風暴。合併後的特徵被命名為鵝蛋形BA,並且因為它的強度增加,顏色由白轉紅,被暱稱為幼紅斑[61][62][63]

行星環[编辑]

木星有個黯淡的行星環系統,約有6,500公里寬,但厚度不到10公里。由大量塵埃和黑色碎石組成,以大約7小時的週期圍繞木星旋轉。環由三個主要的部份組成:內側像花托,是由顆粒組成的暈環,中間是相對明亮的主環,還有外圈的薄紗環[64]。這些環,看起來是由塵埃組成,而不像土星環是由冰組成[33]。主環可能是從衛星阿德剌斯忒亞梅蒂斯噴發的物質組成。正常應該落回衛星的物質由於受到木星強大引力的影響,被木星吸引住。這些材料轉變軌道的方向朝向木星,新的材料又因為碰撞影響而繼續被加入[65]。以相同的方式,特貝阿馬爾塞可能組成薄紗環塵土飛揚的兩個部分[65]。也有證據顯示沿著阿馬爾塞的軌道可能有一連串與這顆衛星碰撞構成的岩石碎片[66]

磁層[编辑]

木星上的極光。 三個亮點是由連接到木星衛星埃歐(在左邊)、佳里美德(在底部)和歐羅巴(在最底部)的磁流量管創造的。此外,可以看見分常明亮,幾乎是圓型的區域,稱為主要的鵝蛋形,可以看見和弱極區極光。

木星的磁場強度是地球的14倍,範圍從赤道的4.2高斯(0.42mT)到極區的10至14高斯(1.0-1.4mT),是太陽系最強的磁場(除了太陽黑子[49]。這個場被認為是由渦流產生的 -旋流運動的導電材料- 核心的液態金屬氫。在埃歐衛星的火山釋放出大量的二氧化硫,形成沿著衛星軌道的氣體環。這些氣體在磁層內被電離,生成離子。它們與源自木星大氣層的氫離子,在木星的赤道平面形成電漿片。這些片狀的電漿與行星一起轉動,造成進入磁場平面的變形偶極磁場。在電漿片內的電流產生強大的無線電簽名,造成範圍在0.6至30MHz的爆發[67]

在距離木星大約75木星半徑之處,磁層與太陽風的交互作用生成弓形震波。環繞著木星磁層的是磁層頂,位於磁層鞘的內緣 -磁層頂和弓形震波之間的區域。太陽風與這些去的交互作用拉長了木星背風面的磁層,並且向外延伸至幾乎到達土星軌道的位置,而面向太陽方向也有數百萬公里厚。木星的四顆大衛星的軌道全都位於磁層內,受到保護而得以免受太陽風的侵襲[33],因此木星的衛星全都位於它的磁層之中。 伽利略號的大氣探測器在木星環與高層大氣之間新發現一個強幅射帶,類似地球的范艾倫輻射帶,但比范愛倫輻射帶強10倍左右,其中有高能的離子。

木星的磁層要為從這顆行星兩極地區激烈發送的電波輻射負責。木衛埃歐(見下文)劇烈的火山活動,噴發出的氣體進入木星的磁層,產生一個托環狀環繞著木星的微粒。當埃歐穿過這個托環時,相互作用生成的阿爾文波使游離的物質進入木星的極區。一個結果是,無線電波通過迴旋加速器邁射機制,和能量沿著圓錐形的表面傳輸出去。當地求雨這個錐面交會時,木星發射的無線電波會超過太陽輸出的無線電波[68]

軌道和自轉[编辑]

木星(紅色)每11.8個地球年環繞太陽(在中心)運轉一圈。地球的軌道是藍色的。

木星是行星中唯一質心位於太陽本體之外的,但也只在太陽半徑之外7%[69]。木星至太陽的平均距離是7億7800萬公里(大約是地球至太陽距離的5.2倍,或5.2天文單位),公轉太陽一週要11.8地球年。這是土星公轉週期的五分之二,也就是說太陽系最大的兩顆行星之間形成5:2的共振軌道週期[70]。木星的橢圓軌道相對於地球軌道傾斜1.31°,因為離心率0.048,因此近日點遠日點的距離相差7,500萬公里。木星的軌道傾角相較於地球和火星非常小,只有3.13°,因此沒有明顯的季節變化[71]

木星的自轉是太陽系所有行星中最快的,對其完成一次旋轉的時間少於10小時;這造成的赤道隆起,在地球以業餘的小望遠鏡就可以很容易看出來。這顆行星是顆扁球體,意思是他的赤道直徑比兩極之間的直徑長。木星的赤道直徑比通過兩極的直徑長9,275 km(5,763 mi)[42]

因為木星不是固體,他的上層大氣有著較差自轉。木星極區大氣層的自轉週期比赤道的長約5分鐘,有三個系統做為參考框架,特別是在描繪大氣運動的特徵。系統I適用於緯度10°N至10°S的範圍,是最短的9h50m30.0s。系統II適用於從南至北所有的緯度,它的週期是9h55m40.6s。系統III最早是電波天文學定義的,對應於行星磁層的自轉,它的週期是木星的官方週期[72]

觀測[编辑]

木星合月。
外行星的逆行運動是其對地球的相對位置造成的。

木星的卫星[编辑]

木星與伽利略衛星。

木星有67颗卫星。木星是人类迄今为止发现的天然卫星最多的行星,俨然一个小型的太阳系:木星系。1610年1月,意大利天文學家伽利略最早以望遠鏡发现木星最亮的四颗卫星,并被后人稱为伽利略卫星。它们环绕在离木星40~190万千米的轨道带上,由内而外依次为木卫一木卫二木卫三木卫四,然而近年中國有天文史學家提出在公元前364年,甘德以肉眼發現木衛三,但直至現時還未被公認。在1892年巴納德以望遠鏡肉眼觀測發現木衛五後,木星的其他衛星皆透過照相觀測或行星際探測器的相片發現。

在以后的几个世纪中(至1950年代),人们又接连发现了12颗较大的卫星,使木星卫星的总数达到了16颗。直至1979年美国旅行者一號及1995年伽利略號等飞临木星系的时候,又发现了许多更細小的、離木星更遠的天然卫星,使人类所知的木星系卫星总数达到67个,成為太陽系擁有最多天然衛星的行星,这数字還很有可能繼續增加。

伽利略衛星[编辑]

伽利略衛星,從左至右,與木星距離由近至遠為:木衛一木衛二木衛三木衛四

太陽系中最大的衛星木衛一,木衛二,和木衛三的軌道,形成所謂的軌道共振模式:木衛一每繞木星四週,木衛二恰好繞木星兩週,而木衛三恰好繞木星一週。

伽利略衛星,比較地球的月亮
名字 维基百科:英語國際音標 直徑 質量 軌道半徑 軌道週期
km  % kg  % km  % days  %
木卫一 ˈaɪ.oʊ 3643 105 8.9×1022 120 421,700 110 1.77 7
木卫二 jʊˈroʊpə 3122 90 4.8×1022 65 671,034 175 3.55 13
木卫三 ˈɡænimiːd 5262 150 14.8×1022 200 1,070,412 280 7.15 26
木卫四 kəˈlɪstoʊ 4821 140 10.8×1022 150 1,882,709 490 16.69 61

與太陽系的互動[编辑]

此圖顯示在木星的軌道上的特洛伊隕石,以及主小行星帶

伴隨著太陽,木星的引力影響幫助塑造了太陽系。大多數太陽系行星的軌道相較於太陽的赤道面更接近木星的軌道平面(水星是唯一的軌道傾角更接近太陽赤道的行星)。在小行星帶柯克伍德空隙大多是由木星造成的,而且木星可能製造了太陽系內行星歷史上的後期重轟炸期[73]

撞击[编辑]

1994年7月22日8:06 12~19 UT在木星軌道的伽利略號所攝W核撞擊照片(圖片由左至右),只發生數秒間之閃光(亮點)

1994年7月16日-22日,苏梅克-列维9号彗星在被木星巨大的潮汐力撕成21个碎片并绕过近日点后,與木星迎头相撞,這是人類史上首次直接觀測到的天體相撞。彗木相撞后产生相当于20亿颗原子弹爆炸的威力,产生直径达10公里,温度达7,000多度的火球,产生的閃光在地球也能拍到,腾起的蘑菇云极为壮观,形成的尘埃云团与地球同样大小,衍生之黑斑在木星表面存在數月之久,當時用一具物径80mm(约三吋)以上的小型望遠鏡以100倍以上的倍率放大已能看到這些黑斑。哈伯太空望遠鏡甚至在近一年之後還觀測得到撞擊的殘跡。

相關條目[编辑]

註解[编辑]

  1. ^ 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 due to the motion of the moons.
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 2.5 2.6 2.7 Refers to the level of 1 bar atmospheric pressure

參考資料[编辑]

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  1. ^ 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.)
  2. ^ Seligman, Courtney. Rotation Period and Day Length. [August 13, 2009]. 
  3. ^ 3.00 3.01 3.02 3.03 3.04 3.05 3.06 3.07 3.08 3.09 3.10 3.11 3.12 3.13 3.14 Williams, David R. Jupiter Fact Sheet. NASA. November 16, 2004 [August 8, 2007]. 
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進階讀物[编辑]

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外部鏈結[编辑]