Astro Web
|
Jupiter
Jupiter je v pořadí pátou planetou od Slunce a planetou zdaleka největší. Jupiter je víc než dvakrát tak těžký než všechny ostatní planety dohromady (318krát těžší než Země). Jupiter (v Řecku Zeus) byl v římské mytologii nejvyšší vládce bohů, panovník na Olympu a patron římského státu. Jupiter byl synem Saturna (řecky Kronos). Jupiter je čtvrtým nejjasnějším objektem na obloze (po Slunci, Měsíci a Venuši; občas je jasnější i Mars). Jupiter byl znám pochopitelně již od prehistorických dob, Galileův objev čtyř největších Jupiterových měsíců Io, Europa, Ganyméd a Kalisto (v r. 1610), nyní pojmenovaných jako "Galileovy měsíce", byl prvním objevem pohybu, který nebyl podle všeho centrován podle Země. To byl hlavní bod k prokázání Koperníkovy heliocentrické teorie o pohybech planet. Galileova hlasitá podpora Koperníkovy teorie vedla až k jeho uvěznění inkvizicí. Galileo jí byl donucen odvolat svá tvrzení, ale po zbytek života byl stejně žalářován. První návštěvu Jupitera učinila v r. 1973 sonda Pioneer 10, později následovaná sondami Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2 a Ulysses. Nyní se na oběžné dráze nachází sonda Galileo, jež má vysílat data získaná studiem planety i Galileových měsíců ještě po dva roky. Nakrátko se k ní na konci roku 2000 přidruží i sonda Cassini, která pak použije Jupiterovy gravitace a odletí dál k Saturnu. Jupiter, jako plynná planeta, nemá pevný povrch - jeho plynný materiál se jednoduše stává s přibývající hloubkou hustším a hustším. Co vidíme my při pohledu dalekohledem, to jsou pouze nejvyšší vrstvy mračen Jupiterovy atmosféry. Jupiter se skládá ze zhruba 90% vodíku a 10% hélia (poměr hmotnosti atomů 75:25) se stopovým množstvím metanu, vodních par, čpavku a "hornin". Jeho složení se velmi blíží struktuře primární Sluneční mlhoviny, z níž byla zformována Sluneční soustava. Saturn má složení podobné, ale Uran a Neptun mají mnohem méně vodíku. Naše znalosti vnitřní stavby Jupitera (a jiných plynných planet) jsou pouze nepřímé a pravděpodobně takové ještě nějakou dobu zůstanou (atmosférická zkoumání sondy Galileo se dostanou pouze zhruba 150 km pod vrcholky mraků). Jupiter má pravděpodobně skalnaté jádro o hmotnosti 10-15 Zemí (existuje ale i ne nepravděpodobná teorie, že jádro Jupiteru tvoří ohromný diamant, vzniklý díky nesmírným teplotám a tlakům uvnitř planety přeměnou plynů na uhlík a jeho následnou krystalizací; dramaticky je tato hypotéze popsána v románu A.C. Clarka 2061: Vesmírná odysea). Nad jádrem leží hlavní masa planety - v podobě tekutého kovového vodíku. Tato exotická forma nejběžnějších prvků je možná pouze za tlaku převyšujícího 4 milióny barů (zhruba 4 megaatmosféry), jaký vzniká jen uvnitř Jupitera či Saturnu. Tekutý kovový vodík sestává z ionizovaných protonů a elektronů (jako uvnitř Slunce, ale o mnohem nižší teplotě). Za této teploty a tlaku se uvnitř Jupitera stává z plynného vodíku tekutý, který navíc funguje jako elektrický vodič a zdroj Jupiterova magnetického pole. Tato vrstva pravděpodobně obsahuje také nějaké hélium a stopová množství různých "ledů". Zevní vrstva je složena primárně z normálního molekulárního vodíku a hélia, kteréžto plyny se se stoupající hloubkou zkapalňují. Atmosféra, kterou vidíme, je jen vrcholkem této silné vrstvy. V malých množstvích je v ní obsažen také oxid uhličitý, metan a další jednoduché molekuly. Předpokládáme, že oblaka Jupitera jsou tvořena třemi charakteristickými vrstvami složenými ze zmrzlého čpavku, kyseliny amonné a směsi ledu a vody. Samozřejmě, že zkoumání sondy Galileo nám umožňují pouze nesmělé odhady složení mraků. Data z Galilea také naznačují, že v atmosféře je daleko méně vody, než se očekávalo. Vědci předpokládali, že Jupiterova atmosféra bude obsahovat dvojnásobné množství kyslíku (který by se slučoval s vodíkem a tvořil vodu) oproti Slunci. Nyní se ale zdá, že aktuální koncentrace je mnohem chudší než na Slunci. Vědci byli také překvapeni vysokou teplotou a hustotou vrchních partií atmosféry. Jupiter a ostatní plynné planety se vyznačují velmi silnými a rychlými větry, které jsou formovány do širokých pásem v různých zeměpisných (spíše "planetopisných") šířkách. Přitom se jednotlivá větrná pásma pohybují proti směru pohybu těch sousedních. Nepatrné teplotní a chemické rozdíly mezi těmito pásmy jsou zodpovědné za barevné pásy. které při pohledu na planetu dominují. Pásma světlé barvy nazýváme zónami, tmavá pak pásy. Pásma na Jupiteru jsou známa již velmi dlouho, ale teprve dík sondě Voyager lidé poprvé spatřili komplexy vírů na hranicích mezi jednotlivými pásmy. Měření sondy Galileo naznačují, že větry vanoucí na Jupiteru jsou ještě rychlejší, než se předpokládalo (přes 400 mph = 644 km/h) a zasahují až do hloubek, které vůbec sonda nebyla schopna pozorovat. Mohou zasahovat až tisíce kilometrů do vnitřku atmosféry. Rovněž bylo objeveno, že atmosféra Jupiteru je silně turbulentní. To znamená, že větry jsou řízeny spíš vnitřním teplem planety než energií ze Slunce, jako je tomu na Zemi. Živé barvy pozorované na Jupiteru jsou pravděpodobně důsledkem pronikavých chemických reakcí stopových prvků v Jupiterově atmosféře, možná síry, jejíž směsi se zbarvují v celé škále barev, ale detaily nejsou známy. Barvy odpovídají i výšce mraků - nejnižší oblaka jsou modrá, následují bronzová a bílá a nejvyšší jsou červená. Občas zahlédneme nižší vrstvy děrami v těch horních- Velká rudá skvrna (GRS, The Great Red Spot) byla zpozorována pozemskými astronomy víc než před 300 lety (její objevení je obyčejně připisováno Cassinimu nebo Robertu Hookeovi ze 17. století). GRS je ovál o rozměrech okolo 12 000 km na 25 000 km, velký dost na to, aby se do něj vešly dvě zeměkoule. Pozorování v infračerveném spektru a směr rotace GRS naznačují, že se jedná o oblast vysokého tlaku, jejíž mraky jsou jednoznačně mnohem vyšší a chladnější než mraky regionů okolních. Útvary s podobnou strukturou byly spatřeny i na Saturnu a Neptunu. Není však známo, jak mohou tyto objekty přetrvávat tak dlouho. Jupiter vyzáří do vesmíru více energie než jí obdrží od Slunce. Jeho vnitřek je žhavý, jádro dosahuje teploty pravděpodobně okolo 20 000 K. Teplo je generováno Kelvin-Helmholtzovým mechanismem, pomalou gravitační kompresí planety (Jupiter NEvyrábí energii termojadernou fúzi jako Slunce, je mnohem menší, a tudíž jeho vnitřek je příliš chladný na zapálení jaderné reakce). Vnitřní teplo je pravděpodobně příčinou proudění tekutých vrstev v hloubce a je pravděpodobně příčinou i složitých pohybů, které vidíme ve vrchních vrstvách mraků. V tom ohledu jsou Jupiteru podobné Saturn s Neptunem, Uran kupodivu nikoliv. Jupiter dosáhl zhruba největšího průměru, jaký plynná planeta může dosáhnout. Kdyby dostal ještě nějaký materiál navíc, byl by gravitací stlačen tak, že celkový průměr by přesáhl ten nynější jen nepatrně. Hvězda může být větší jen díky svému vnitřnímu (jadernému) zdroji tepla (k tomu, aby se Jupiter stal hvězdou, by musel být nejméně 80krát hmotnější). Jupiter má silné magnetické pole, mnohem silnější než Země. Jeho magnetosféra sahá přes 650 miliónů km daleko - až za oběžnou dráhu Saturnu! (Pozn.: Jupiterova magnetosféra ovšem není ani zdaleka kulová - ve směru ke Slunci dosahuje do vzdálenosti "jenom" pár miliónů km). Jupiterovy měsíce tedy obíhají uvnitř jeho magnetosféry, což je fakt, jenž může částečně vysvětlit některé aktivity na Io. Naneštěstí pro budoucí vesmírné cestovatele a skutečnou starostí pro konstruktéry sond Voyager a Galileo je to, že prostor poblíž Jupitera obsahuje velké množství energetických částic zachycených magnetickým polem planety. Tato "radiace" je podobná radiaci (ač mnohem méně intenzivnější), která byla objevena ve Van Allenových pásech kolem Země. Pobyt v tomto prostředí by měl smrtelné následky pro nechráněný lidský organismus. Galileova měření odhalila nový intenzívní radiační pás mezi Jupiterovým prstencem a vrchními vrstvami atmosféry. Tento nový pás je přibližně desetkrát silnější než Van Allenovy radiační pásy okolo Země. Velmi překvapivý byl objev, že tento pás obsahuje ionty hélia s vysokou energií, jejichž původ je neznámý. Jupiter má prstence jako Saturn, ale mnohem slabší a menší. Byly objeveny naprosto neočekávaně díky dvěma tvrdohlavým vědcům z týmu Voyager 1, kteří věřili, že po absolvování jedné miliardy kilometrů stojí za to po nich pátrat - každý jiný by šanci nálezu prstenců považoval za nulovou, ale oni ne a prstence tam doopravdy byly. Od té doby jsou pozorovány z pozemských dalekohledů a z Galilea v infračerveném spektru. Na rozdíl od prstenců Saturna jsou Jupiterovy prstence tmavé (albedo kolem 0,05). Jsou pravděpodobně složeny z malých zrnek hornin. Na rozdíl od Saturnových zřejmě neobsahují žádný led. Částice v prstencích Jupitera pravděpodobně nezůstávají dlouho (díky atmosférickým a magnetickým vlivům). Sonda Galileo našla jasný důkaz, že prstence jsou soustavně doplňovány prachem vytvářeným při mikrometeorických dopadech na čtyři vnitřní Jupiterovy měsíce. Mikrometeority mají při nárazu velkou energii, protože jsou urychlovány obrovskou gravitací Jupitera. V červenci 1994 narazila do Jupitera kometa Shoemaker-Levy 9. Celý průběh a závěr kolize byl velmi nápadný a efekty bylo vidět dokonce i pomocí amatérských dalekohledů. Zbytky po kolizi byly viditelné Hubbleovým vesmírným teleskopem ještě téměř rok. Když je na noční obloze, je Jupiter tou nejjasnější "hvězdou" (druhou nejjasnější po Venuši, která je však na noční obloze k vidění jen zřídka). Galileovy měsíce jsou snadno viditelné triedrem; několik atmosférických pásem a Velkou rudou skvrnu je možno spatřit už malým astronomickým dalekohledem.
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
