Atmosféra Jupitera

Popis

Jupiter má největší planetární atmosféru ve sluneční soustavě zahrnující více než 5000 km a skládající se z plynného vodíku a helia. Protože Jupiter nemá povrch, je za základ jeho atmosféry obvykle považován bod, v němž atmosférický tlak se rovná desetinásobku tlaku na povrchu Země.

Pohlcení komety Shoemaker Levy 9 Jupiterem, snímky pořízené Hubbleovým kosmickým teleskopem

Tmavší oblasti se nazývají pásy (pruhy), zatímco ty světlejší se nazývají světlá pásma (zóny).

Pozn.: Takto vypadají jednotlivé pásy a pásma Jupiterovy atmosféry, pokud se dostanete kurzorem myši na obrázek, zobrazí se jejich názvy. Tento obrázek je ve falešných barvách.	Název	Zkratka
	Severní polární oblast Severní severní mírné pásmo Severní severní mírný pás Severní mírné pásmo Severní mírný pás Severní tropické pásmo Severní rovníkový pás Rovníkový pás Jižní rovníkový pás Jižní tropické pásmo Jižní mírný pás Jižní mírné pásmo Jižní jižní mírný pás Jižní jižní mírné pásmo Jižní polární oblast	NPR  NNTZ  NNTB  NTZ  NTB  NTropZ  NEB  EZ  SEB  STropZ  STB  STZ  JJTB  SSTZ  SPR
	Velká rudá skvrna	GRS

V průběhu let se pomalu mění uspořádání i barvy pásů a pásem, ale základní struktura je dlouhodobě stálá. Některé změny probíhají rychleji, v průběhu dní až týdnů. Objevují se pohyblivé tmavé a světlé skvrny a proužky. Většina skvrn zakrátko zmizí. Bílé ovály, podobné těm, které se objevily v jižním mírném pásu (STB) ve čtyřicátých letech, mají delší životnost. Nejvýraznější strukturou je Velká rudá skvrna (v angličtině se používá zkratka GRS - Great Red Spot), která je v jižním mírném pásmu (STZ) a byla poprvé pozorována v roce 1664 Robertem Hookem. Od té doby několikrát zmizela a zase se objevila.

Velká rudá skvrna

Jiným výrazným jevem se stejnou souřadnicí šířky je jižní tropická porucha, objevená v roce 1901 v podobě šedé příčky přes jižní mírné pásmo (STZ), která narůstala, až se stala převládajícím prvkem na povrchu planety, aby v roce 1940 zmizela. Podobná tmavá porucha, nazvaná oživení SEB, čas od času vznikne a zanikne, což se například stalo v roce 1993. Dne 9. 11. 2010 zachytil v oblasti SEB Christopher Go na snímku pořízeném jeho zrcadlovým dalekohledem Celestron C11 určitý neklid. Na záběru byla zřetelně vidět drobná bílá oblast a právě takovouto aktivitou by podle očekávání odborníků měla začít obnova SEB. Drobná porucha v horní atmosféře snad ohlašuje mnohem větší počet aktivních vírů, které se začnou objevovat podél celého pásu, aby se následně spojily v uzavřený stále narůstající prstenec. Konečným výsledkem by pak měla být celková obnova známého a typického pásu na tváři Jupitera.

Různým typům proužků v atmosféře Jupitera byly přiřazeny různé názvy jako výčnělky, polární vousy a věnce. Vyskytují se zvláště na jižním okraji severního rovníkového pásu (NEB) stejně jako malé skvrny, jasné i tmavé.

Všechny tyto projevy mračen svědčí o existenci dynamické a turbulentní atmosféry. Rychlá rotace i vítr o rychlosti až 400 km/h způsobuje stahování mračen do horizontálních pásů. Rovníkový atmosférický proud pokrývá oblast mezi rovníkovými pruhy. Obíhá okolo rovníku za asi 9 hod a 51 min (týká se rotace systému I), což je o 5 minut kratší doba, než jakou potřebuje zbytek atmosféry (systém II). Na hranicích mezi oběma systémy je možno pozorovat vznik turbulencí. Jednotlivé viditelné znaky se mohou posouvat dopředu nebo dozadu ve směru délky. Jasnější pásma jsou mračna vysoko nad povrchem spolu se stoupajícími plyny, zatímco klesající proudy pozorujeme jako tmavá místa. Jednotlivé skvrny jsou víry, a to buď cyklony, nebo anticyklony.

Atmosféra planety Jupiter se skládá především z vodíku (téměř 90 %) a helia. V horních vrstvách atmosféry jsou ještě další chemické sloučeniny, které způsobují pestré zbarvení planety. Červená barva převládá v nejvyšší vrstvě atmosféry, kam se spolu s výstupními proudy dostává fosfor. Bílou barvu vysokých oblaků způsobují krystalky amoniaku a led. Níže položené mraky se projevují v podobě pruhů. Jsou složeny převážně z hydrosulfidu amonného. Je zde také metan, etan, voda, fosfin, kyanovodík, oxid uhličitý a hydrid germania GeH4. Pravděpodobně zde probíhá složitý cyklus chemických reakcí, iniciovaných ultrafialovým světlem Slunce, blesky o značné energii a elektrickými výboji typu polární záře.

Teplota horních vrstev mračen je okolo 125 K a tlak asi 0,05 MPa. S hloubkou poměrně rychle narůstají i tlak a teplota. Na úrovni, na které je teplota a tlak srovnatelný s podmínkami na Zemi, budou patrně vodní páry a krystalky ledu. Atmosféra 1 000 m pod horní vrstvou mračen má charakter moře kapalného molekulárního vodíku. Je zde teplota asi 1 000 K. V hloubce 20 000 km až 25 000 km je tlak 3.10¹¹ Pa, takže vodík má tuhé, kovové skupenství.

Bouře na planetě Jupiter

Bouře na planetě Jupiter, tak jak ji pořídil Hubbleův kosmický teleskop

Tento snímek byl pořízen pomocí Hubbleova kosmického teleskopu dne 13. 2. 1995 a poskytuje detailní pohled na ojedinělou skupinu tří bílých oválných bouří rozprostírající se jihozápadně (dole a doleva) od Jupiterovo Velké rudé skvrny. Vzhled mračen na tomto obrázku je podstatně odlišný od jejich vzhledu před pouhými sedmi měsíci. Mračna se díky převládajícím větrům společně pohybují (stejně jako Velká rudá skvrna) západním směrem. Zatímco bílé ovály ubíhají východně.

Vnější dvě bílé bouře byly utvořeny v pozdních třicátých letech. Ve středech těchto oblačných systémů vystupuje vzduch nesoucí nahoru silný čpavek. Nové bílé ledové krystaly se tvoří, když stoupající plyn zmrzne, jakmile dosáhne chladné vrstvy vršku oblak, kde je teplota -130°C. Střed bouře (bílý), objekt táhnoucí se vlevo od oválů a malá hnědá skvrna vznikají v místech s nízkým tlakem. Bílé mraky se drží nad územími, kde plyn klesá do nižších teplejších oblastí.

Trojrozměrný pohled na oblaka Jupitera

Tato třírozměrná představa zobrazuje zjednodušený model pohledu z rozmezí oblačných vrstev Jupitera. Je založena na obrazových a spektrálních datech pořízených sondou Galileo. Mezera mezi vrstvami oblačnosti a výškové rozdíly jsou zvětšeny. Horní oblačná vrstva je závoj o tloušťce několika desítek km. Výšky ve spodní vrstvě oblačnosti byly barevně rozlišeny, světle modrá oblaka jsou vysoká a tenká, rudá jsou nízká a bílá vysoká a silná. Pruhy v dolní vrstvě směřují k tmavě modré oblasti, což je relativně jasná a suchá část atmosféry podobná místu, kam sestoupila atmosférická sonda z Galilea 7. prosince 1995.

Trojrozměrná představa oblačných vrstev Jupitera

Polární záře na planetě Jupiter

Hubbleův kosmický teleskop (HST) získal kompletní pohled na severní a jižní polární záři na planetě Jupiter. Obrázky jsou pořízeny v ultrafialovém světle pomocí spektrografu na HST a ukazují obě polární záře jako objekty oválného tvaru. Zařízení na Hubbleově kosmickém teleskopu, STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph), je desetkrát více citlivé než předchozí kamery. Aby se obrázky nerozmazaly vlivem rotace planety Jupiter, musíme použít krátké expoziční doby, a přesto nové zařízení provádí snímky s 5 krát větším rozlišením než předchozí kamery.

Polární záře na planetě Jupiter

Rozlišení na těchto obrázcích je postačující k tomu, aby ukázalo "záclonovitou strukturu" polární záře táhnoucí se několik set kilometrů nad póly planety Jupiter. Obrázky zemských polárních "záclon" pořízených z kosmického prostoru mají podobnou strukturu. Jupiterovy snímky polární záře jsou zachyceny na snímku celé planety, který byl pořízen WFPC2 kamerou. Polární záře jsou zářivé opony světla v horní atmosféře planety Jupiter. Jupiterovské polární bouře, podobné těm na Zemi, vznikají, když elektricky nabité částice zachycené v magnetickém poli planety spirálovitě míří s velkou energií k jižnímu a severnímu magnetickému pólu. Když tyto částice vletí do horní atmosféry, excitují tam atomy a molekuly, které jsou příčinou zářícího efektu.

Elektrony, které narážejí do zemské atmosféry, přicházejí ze Slunce a polární záře se vytváří na noční obloze jako reakce na "sluneční vítr". Pozemské polární záře se projevují bouřemi, které se táhnou k nižším zeměpisným šířkám v případě vyšší sluneční aktivity. Jupiterovy polární záře jsou však způsobeny nabitými částicemi, které jsou vyvrhovány z vulkánů na měsíci Io. Tyto nabité částice jsou potom magneticky zachyceny a začnou rotovat s planetou Jupiter a vytvoří se ovál polární záře centrovaný na oba magnetické póly na denní a noční obloze.

Vědci srovnávají obrázky HST s měřením pořízeným sondou Galileo, které měřila magnetické pole planety Jupiter a korotující nabité částice. Věří, že data pomohou pochopit, jak vzniká polární záře na planetě Jupiter.

Obě polární záře jasně ukazují mlhavou stopu světla zanechanou měsícem Io. Tyto mlhavé stopy jsou bílé ve tvaru kometárních proužků vycházejících z obou oválů polární záře. Tyto proužky nejsou částí oválů polární záře. Jsou způsobeny tím, že neviditelné elektricky nabité částice (rovnající se proudu kolem 1 miliónu ampér) jsou ejektovány z měsíce Io, letí podél magnetických siločar k planetárnímu severnímu a jižnímu pólu, přičemž produkují část energie ve formě záření. Nejjasnější část obou vyzařování (na horním z obou snímků) zachycuje, kde magnetické siločáry měsíce Io vytvářejí stopu na planetě. Tyto emise jsou pozorovatelné v ultrafialovém světle a projevují se velmi značně několik hodin po přechodu Io kolem planety.

Snímky byly pořízeny 20. září 1997. Falešné barvy zde užité charakterizují složení obrázků pořízených ve dvou rozdílných UV oblastech. Jedna UV oblast je charakterizována modře a druhá červeně. V těchto barevných reprezentacích se sluneční světlo odražené planetou znázorňuje hnědě, zatímco emise polární záře se objevuje v bílé barvě nebo odstín modré nebo červené.

Velká rudá skvrna

Byla poprvé pozorována v roce 1664 Robertem Hookem. Když v 17. století astronomové poprvé namířili dalekohledy na planetu Jupiter, zaznamenali na ní záhadnou načervenalou skvrnu. Velká rudá skvrna je v atmosféře Jupiteru i dnes, o více než 300 let později. Nyní víme, že je to obrovská rotující bouře – anticyklóna. Na rozdíl od karibských hurikánů spojených s tlakovou níží, rotuje Velká rudá skvrna proti směru pohybu hodinových ručiček, jde tedy o systém spojený s tlakovou výší. Rychlost větru uvnitř této jupiterovské anticyklóny dosahuje 120 m.s^-1 (432 km.h^-1).

Velká rudá skvrna

Velká rudá skvrna je největší známou anticyklónou ve sluneční soustavě. S průměrem téměř 25 000 km je dvakrát větší než celá Země (1/6 průměru samotného Jupitera.)

Změny ve Velké rudé skvrně, největší anticyklóně ve sluneční soustavě

Dlouhá životnost této anticyklóny je zřejmě zapříčiněna tím, že je Jupiter převážně plynná planeta. Obsahuje vrstvy tekutého vodíku a v jádře je vodík i v pevném kovovém skupenství, ale chybí zde pevný povrch, na němž by mohlo docházet ke ztrátě energie (dissipace), jak to známe v případě pozemských hurikánů, když se dostanou nad pevninu. Velká rudá skvrna však přesto mění svůj tvar, velikost i barvu. Občas dost výrazně. Takové změny demonstrují snímky pořízené širokoúhlými a planetárními kamerami (1 a 2) kosmického dalekohledu. Tato mozaika představuje sérii snímků skvrny získaných v letech 1992 až 1999.

Kometa Shoemaker Levy 9 a Jupiter

Při srážce komety s planetou je osud komety závislý na složení planety. Pokud má planeta pevný povrch, vznikne obří impaktní kráter. Velké planety, jako je Jupiter, se ovšem skládají z plynů. Když v roce 1994 dopadla kometa Shoemaker Levy 9 na Jupiter, tak se nejprve rozpadla a pak se všechny kusy ponořily do rozsáhlé atmosféry Jupitera. Na obrázku je zobrazena posloupnost snímků po dopadu dvou fragmentů na Jupiter. Jak se kusy komety ponořily do atmosféry, vytvořily tak velké tmavé skvrny, jež se postupně zeslabovaly. Vysoká teplota plynu pod vrcholy mraků Jupitera jistě způsobila, že se úlomky z komety rozehřály ještě předtím, než sestoupily do hloubky. Protože Jupiter má podstatně větší hmotnost než komety, jeho oběžná dráha kolem Slunce se nemění.

Pohlcení komety Shoemaker Levy 9 Jupiterem, snímky pořízené Hubbleovým kosmickým teleskopem

Souhrn