Jupiter
O iných významoch výrazu Jupiter pozri Jupiter (rozlišovacia stránka).Jupiter .svg){kind=small} | |
 Jupiter nasnímaný Hubblovým vesmírnym ďalekohľadom v januári 2024 | |
| Elementy dráhy (Epocha 2000,0) | |
|---|---|
| Veľká polos | 778 412 027 km 5,203 363 01 AU |
| Obvod dráhy | 4,888 Tm 32,675 AU |
| Excentricita (e) | 0,048 392 66 |
| Periapsida (q) | 740 742 598 km 4,951 558 43 AU |
| Apoapsida (Q) | 816 081 455 km 5,455 167 59 AU |
| Doba obehu (P) | 4 335,3545 d (11,87 a) |
| Synodická doba obehu | 398,86 d |
| Priemerná obežná rýchlosť | 13,050 km/s |
| Maximálna obežná rýchlosť | 13,705 km/s |
| Minimálna rýchlosť | 12,440 km/s |
| Sklon dráhy (i) | 1,305 30° |
| Dĺžka výstupného uzla (Ω) | 100,556 15° |
| Argument perihélia (ω) | 274,197 70° |
| Počet satelitov | 115 potvrdených[1] |
| Fyzikálne charakteristiky | |
| Rovníkový priemer | 142 984 km (11,209 Zemí) |
| Povrch | 6,14×1010 km² (120,5 Zemí) |
| Objem | 1,338×1015 km³ (1235,6 Zemí) |
| Hmotnosť | 1,899×1027 kg (317,8 Zemí) |
| Hustota (ρ) | 1,326 g/cm³ |
| Gravitácia na rovníku | 23,12 m/s² |
| Úniková rýchlosť | 59,54 km/s |
| Rotačná perióda | 0,413 51 d (9 h 55,5 min)[2] |
| Rýchlosť rotácie | 12,6 km/s = 45 262 km/h (na rovníku) |
| Sklon osi rotácie | 3,13° |
| Rektascenzia severného pólu | 268,05° (17 h 52 min 12 s) |
| Deklinácia | 64,49° |
| Albedo | 0,52 |
| Povrchová teplota | 110 K-152 K-? |
| Atmosféra | |
| Zloženie atmosféry | vodík~86 %, hélium~14 %, metán 0,1 %, vodná para 0,1%, amoniak (čpavok) 0,02 %, etán 0,0002 %, fosfín 0,0001 %, sírovodík<0,0001 % |
| Atmosférický tlak | 70 kPa |
| Hustota atmosféry | ? |
| Výška atmosféry | ? |
Jupiter je piata planéta v poradí od Slnka, najväčšia a najhmotnejšia planéta našej slnečnej sústavy. Je pomenovaný po rímskom bohovi Jupiterovi. Symbolom planéty je štylizované znázornenie Jupiterovho božského blesku: .svg){kind=small}
.[3]
Jupiter má chemické zloženie podobné Slnku a ďalším hviezdam. Líši sa od nich najmä nízkou hmotnosťou, ktorá nestačí na vytvorenie podmienok pre termojadrové reakcie prebiehajúce vo všetkých hviezdach hlavnej postupnosti. Napriek tomu sa so svojimi mnohými mesiacmi podobá akejsi „slnečnej sústave“ v malom.[4] Neexistuje presná definícia odlišujúca veľké hmotné planéty ako Jupiter od hnedých trpaslíkov, čo sú prechodné útvary medzi planétami a hviezdami. V každom prípade by Jupiter potreboval byť aspoň 70×[5] až 80× hmotnejší, aby sa mohol stať hviezdou.[6] Planéty, ktoré sú Jupiteru podobné hmotnosťou, rozmermi a zložením, sa nazývajú joviálne.
Jupiter je prvou planétou od Slnka, ktorá nemá pevný povrch.[2] Jeho búrlivá atmosféra plynule prechádza do tekutého plášťa a vo väčších hĺbkach do horúceho pevného jadra.[7] Rýchla rotácia planéty spôsobila, že sa v jej atmosfére utvorili gigantické, farebne jasne odlíšené štruktúry nazývané pásy[4] a zóny. Okrem nich možno už malým ďalekohľadom pozorovať na Jupiteri ďalšie búrkové štruktúry, napríklad známu Veľkú červenú škvrnu, ktorá je z nich najväčšia.
Jupiter sa okolo svojej osi otočí najrýchlejšie zo všetkých planét slnečnej sústavy – otočenie netrvá ani 10 hodín.[8][7] Planéta má podľa súčasných poznatkov druhú najväčšiu sústavu mesiacov, po Saturne. V roku 2026 bolo známych 115 jeho družíc,[4] pričom najznámejšie sú najväčšie štyri. Nazývame ich Galileove mesiace, pretože prvý písomný záznam o ich pozorovaní urobil Galileo Galilei v roku 1610. Najväčší Galileiho mesiac, Ganymedes, je zároveň najväčším mesiacom v slnečnej sústave. Ďalšie známe mesiace sú Európa, ktorá je pokrytá ľadovou kôrou, a Io, ktorý prejavuje mohutnú sopečnú aktivitu.
Jupiter je na oblohe dobre viditeľný voľným okom, a preto bol známy ľuďom už v staroveku. Vďaka svojej obežnej dobe okolo Slnka trvajúcej necelých 12 rokov prechádza Jupiter každým znamením zvieratníka približne rok. Veľa údajov o Jupiteri nám poskytli kozmické sondy, najmä jeho dve umelé družice: sonda Galileo v rokoch 1995 – 2003 a Juno od roku 2016.
Charakteristika
[upraviť | upraviť zdroj]Jupiter je obrovská plynová guľa s 318-krát väčšou hmotnosťou ako je hmotnosť Zeme.[9][10][2][11] So svojou hmotnosťou 1,899x1027 kg[6][12][5] je 2,5-násobne hmotnejší ako všetky ostatné planéty slnečnej sústavy dohromady.[13] Je taký hmotný, že sa hmotný stred (ťažisko) sústavy Jupiter – Slnko nachádza nad slnečným povrchom (vo vzdialenosti 1,068 slnečného polomeru od stredu Slnka). Hmotnosť Jupitera sa v astronómii používa ako jednotka hmotnosti exoplanét a niekedy aj hnedých trpaslíkov.
Rovníkový priemer Jupitera je podľa najnovších meraní zo sondy Juno 142 976 km.[14] To je približne 11-krát viac ako priemer celej Zeme.[12][5] Rýchla rotácia Jupitera spôsobuje vydúvanie rovníkových vrstiev[4] až o 9 292 km oproti polárnym.[14] Jeho objem by pohltil 1 319 Zemí. Z pomeru jeho hmotnosti voči rozmerov vyplýva, že hustota Jupitera je omnoho nižšia ako hustota Zeme a iných pevných planét a je porovnateľná s hustotou vody.[9][11]
Nízka hustota napovedá, že Jupiter musí byť zložený z veľmi ľahkých chemických prvkov. Už prvé spektroskopické pozorovania Jupitera ukázali, že je zložený najmä z molekulárneho vodíka (H2). Sonda Galileo zistila, že ho tvorí vodík a hélium, ktoré sú zmiešané v pomere 5:1.[15][6] Podľa iného zdroja je však tento pomer iný, iba 20:1.[3] Tieto dva základné prvky tvoriace Jupiter sú najhojnejšie sa vyskytujúcimi prvkami vo vesmíre. Silné gravitačné pole planéty spolu s nízkymi teplotami horných vrstiev atmosféry, čiže pomalým tepelným pohybom jej molekúl, prakticky znemožňujú únik plynov do okolitého kozmického priestoru[9] napriek tomu, že ide o dva najľahšie chemické prvky vôbec. Chemické zloženie Jupitera sa veľmi podobá chemickému zloženiu Slnka s tým rozdielom, že Jupiter obsahuje percentuálne viac ťažkých prvkov. Vo veľkom množstve sa tu nachádzajú napríklad vzácne plyny, ako sú argón, kryptón a xenón.[16]
Jupiter vydáva asi o 60 % viac tepelnej energie, ako prijíma zo slnečného žiarenia. Predpokladá sa, že táto energia pochádza z troch možných zdrojov: teplo z doby vzniku Jupitera (toto sa kedysi považovalo za hlavný zdroj energie,[10][15] dnes už väčšinou nie); energia uvoľňovaná pomalým zmršťovaním planéty a gravitačná energia hélia veľmi pomaly klesajúceho do stredu planéty.[9][17] V minulosti sa uvažovalo aj o príspevku v podobe energie dopadajúcich meteoritov.[18]
Vznik a vývoj planéty
[upraviť | upraviť zdroj]Jupiter sa sformoval spolu s inými planétami pred 4,6 až 4,7 miliardami rokov.[19] Podľa hypotézy publikovanej v roku 2017 v časopise Proceeding of the National Academy of Sciences[20] sa Jupiter, respektíve jeho jadro, sformovalo skôr ako ostatné planéty slnečnej sústavy.[21][22] Základom bol prachoplynový disk okolo formujúceho sa Slnka, protoplanetárny disk. Jeho teplota s rastúcou vzdialenosťou od Slnka klesala. V oblasti, kde sa (podľa starších predstáv) formoval Jupiter, dosahovala asi 170 K. Pri tejto teplote skondenzovali kovy a ich oxidy, síričitany, kremničitany, možno aj ľad, čím vytvorili malé prachové zrná.[9] Z nich pravdepodobne postupným zliepaním (akréciou) vznikli zhluky hmoty – planétezimály. Z nich sa ďalším spájaním utvorili väčšie telesá zvané protoplanéty. Podľa najpodrobnejších výpočtov sa rádovo desiatky kilometrov veľké planétezimály počas 100 000 rokov spojili do planetárnych embryí s hmotnosťou rádovo 1024 kg. Pravdepodobne už v tomto štádiu, keď bol Jupiter zatiaľ bez atmosféry, došlo ku gravitačnému zachyteniu ďalších planetezimál na Jupiterovej dráhe ako tzv. Trójanov (pozri nižšie).[23] Zárodok Jupitera už mal natoľko veľkú gravitáciu, že začal priťahovať ľahké prvky, predovšetkým zvyšný vodík, ktorý ešte nestihol zo vznikajúcej sústavy odniesť slnečný vietor. Tým rýchlo rástol objem a hmotnosť budúceho Jupitera, rýchlejšie než u ostatných, súčasne vznikajúcich plynných planét slnečnej sústavy. Najrýchlejší prírastok hmoty dosahoval v dobe, keď mal asi len tretinu dnešnej hmotnosti. Aj jeho povrchová teplota bola vtedy na maxime.[9] Ďalšie prudké zvyšovanie jeho hmotnosti spôsobila rozsiahla plynná obálka, pretože zabrzdila prelietajúce telesá, ktoré padali na jeho povrch. Za 4 milióny rokov by mal Jupiter týmto spôsobom dosiahnuť hmotnosť rovnajúcu sa 21 hmotnostiam Zeme a jeho vznik bol dokončený ďalšou bleskovou akréciou materiálu.[24] Priemer vznikajúcej planéty navzdory rastúcej hmotnosti klesal, pretože ho gravitácia stláčala do menšieho objemu. Najprv bola táto kontrakcia rýchla, čo malo za následok, že planéta vydávala veľké množstvo energie, neskôr sa spomalila. Pomalé zmršťovanie Jupitera pokračuje dodnes. Tento proces je ekvivalentný zmršťovaniu protohviezd, čiže vznikajúcich hviezd predtým, než sa v ich jadrách zapália termonukleárne reakcie a ďalšie zmršťovanie zastavia. To sa však v Jupiteri nikdy nestane, lebo teplota jeho jadra je zhruba o rád nižšia než minimálna teplota potrebná za týchto podmienok na jadrovú fúziu. Keď sa hustota stredu planéty zvýšila asi na 3000 kg na m3, nastala elektrónová degenerácia – vodík v jadre začal prechádzať do fázy kovu.[9]
Vyššie uvedená teória má však niekoľko nedostatkov. Richard H. Durisen a iní poukázali na to, že Jupiter a Saturn sa nemohli utvoriť kondenzáciou hmoty na kamenné jadrá, pretože tento proces by musel trvať tak dlho, že zárodočný plyn slnečnej sústavy by sa za ten čas už rozptýlil do medzihviezdneho priestoru. Problém so vznikom joviálnych planét možno by sa dal obísť štúdiou, ktorá odmieta vznik joviálnych planét akréciou plynného materiálu na kamenné jadrá, ale vysvetľuje ich vznik ako produkt niekoľkých gravitačných kolapsov. Autorom tejto teórie je Alan Boss z Carnegie Institution of Washington.[25] Podľa tejto teórie sa Jupiter sformoval z kozmologického hľadiska "bleskovo", len za 300 rokov. Navzdory tomu však vzorky kometárneho prachu, ktoré doniesla sonda Stardust, nepriamo potvrdzujú teóriu, že formovanie Jupitera malo trvať prinajmenšom 3 milióny rokov.[26]
V roku 2019 bola zverejnená štúdia, ktorá tvrdí, že pred 4,5 miliardami rokov sa Jupiter zrazil s protoplanétou. Podkladom pre túto štúdiu boli merania gravitačného poľa sondou Juno. Podľa týchto meraní nie je jadro jednotné ako pri štandardných modeloch formovania planét. Jeho jadro je „premiešané“ a obsahuje prvotné ťažké prvky s vonkajšou obálkou planéty. Podľa simulácií je takéto premiešané a vytvarované jadro spôsobené nárazom v ranej tvorbe planéty.[27]
Migrácia Jupitera
[upraviť | upraviť zdroj]Existujú hypotézy, podľa ktorých sa Jupiter nesformoval v tej vzdialenosti od Slnka, v ktorej sa nachádza teraz, a na svoju súčasnú pozíciu sa postupne presunul (migroval). Podľa modelu s názvom Nice model sa planetárne embryo Jupitera utvorilo o niečo ďalej od Slnka, ako je teraz.[28] Jedným z dôkazov pre toto tvrdenie je fakt, že počas akrécie musela na zárodok Jupitera dopadať hmota prevažne v kondenzovanom stave, ale ťažké vzácne plyny napr. argón sa v predpokladanom pomere prvkov kondenzujú len pri teplotách nižších ako 30 K. To je niekoľkonásobne menej, ako predpokladaná teplota vo vzdialenostiach Jupitera počas jeho formovania. Jedno z vysvetlení tohto problému predpokladá oveľa nižšiu teplotu zárodočnej hmloviny v čase formovania Jupitera, iné sa snaží obísť problém tým, že Jupiter sa v skutočnosti sformoval vo vzdialenejších častiach slnečnej sústavy a až potom migroval na súčasnú dráhu.[16] Podľa štúdie z roku 2019 sa Jupiter sformoval dokonca až štyrikrát ďalej od Slnka, než sa nachádza teraz. Podľa tejto teórie trvala migrácia Jupitera 700 000 rokov.[23]
V roku 1984 ukázali J. Fernández a W. Ip, akým mechanizmom by sa Jupiter mohol dostať do vnútorných častí slnečnej sústavy. V ranej histórii slnečnej sústavy sa totiž planéta stretávala s miliardami planétok, ktoré míňala pri ich putovaní do oblastí Oortovho mraku alebo až za hranice slnečnej sústavy. Pri týchto preletoch nastal efekt gravitačného praku, čo znamená, že rýchlosť planétky sa preletom okolo Jupitera pod vplyvom jeho gravitácie zvýšila. Podobným spôsobom NASA urýchlila už niekoľko sond mieriacich do vonkajších častí slnečnej sústavy. Pri každom gravitačnom urýchlení sa však Jupiter premiestnil nepatrne bližšie k Slnku rýchlosťou, ktorá je nepriamo úmerná pomeru hmotností Jupiter/planétka. Pri veľkom množstve takýchto gravitačných prakov mohol Jupiter kedysi migrovať smerom k Slnku rýchlosťou až 0,2 AU za 100 tisíc rokov.[28]
Model slnečnej sústavy vytvorený medzinárodným tímom, ktorý bol publikovaný v časopise Nature v júni 2011, však naproti tomu ukazuje, že Jupiter sa sformoval vo vzdialenosti asi 3,5 AU od Slnka, čo je bližšie, ako je jeho súčasná vzdialenosť. Pribrzďovaný medziplanetárnym plynom, ktorý bol vo formujúcej sa slnečnej sústave oveľa hustejší ako dnes, sa Jupiter mal dokonca k Slnku priblížiť ešte viac a to až na vzdialenosť 1,5 AU (dnešná vzdialenosť Marsu, v ktorej sa ale v tých časoch Mars ešte nenachádzal).[29] Po spotrebovaní plynu sa planéta začala od Slnka opäť špirálovite vzďaľovať, až kým neskončila na súčasnej pozícii. Pri takomto spôsobe migrácie by Jupiter musel pri približovaní aj vzďaľovaní prekonať pásmo planétok, ktoré by tým podľa starších názorov gravitačne vyčistil od hmoty. Ale podľa nového modelu bol migrujúci Jupiter činiteľom, ktorý asteroidy naopak rozptýlil a zväčšil rozmery oblasti, v ktorej sa vyskytovali[30] alebo dokonca do tejto oblasti sám planétky pritiahol.[29]
Gravitačné pôsobenie Jupitera malo hneď po Slnku najväčší vplyv na formovanie slnečnej sústavy. Čiastočne sa pričinil o jej súčasné usporiadanie. Existuje aj hypotéza, že práve Jupiter spôsobil takzvané veľké bombardovanie[31] čerstvo vyformovaných planét medziplanetárnou hmotou. Podľa inej hypotézy publikovanej v roku 2011 v časopise Nature je migrácia a gravitácia Jupitera dôvodom, prečo planéta Mars nemá také veľké rozmery ako Zem alebo Venuša – Jupiter ho o časť hmoty pripravil.[29]
Vznik mesiacov
[upraviť | upraviť zdroj]Predpokladá sa, že veľké mesiace Jupitera mohli vzniknúť podobným spôsobom ako planéty. Zárodok Jupitera mal okolo seba hmlovinu v tvare disku. Z tohto disku sa naberaním hmoty a zmršťovaním utvorili mesiace. Tento scenár vzniku podporuje aj chemické zloženie mesiacov. Jupiter sa počas svojho vzniku na krátku dobu zahrial až na 4 000 °C, čo spôsobilo odparenie vody vo vnútorných častiach jeho zárodočného disku. Preto najbližšie mesiace Jupitera vodu neobsahujú a sú zložené len z ťažko sa vyparujúcich látok.[19] Najvnútornejšie mesiace vznikali najrýchlejšie, podľa K. Batygina a A. Morbideliho len za asi 6000 rokov. U Kallisto, najvzdialenejšieho z veľkých Jupiterových mesiacov, trvalo nabratie súčasnej hmotnosti až 9 miliónov rokov.[32]
Podľa hypotézy Robin M. Canupovej a Williama R. Warda zo Southwest Research Institute sa okolo Jupitera v dávnej minulosti sformovalo oveľa viac veľkých guľatých mesiacov, ale planéta ich postupne pohlcovala.[33]
Malé mesiačiky s výstrednými dráhami sú pravdepodobne zachytenými kométami a asteroidmi, ktoré vznikali ďaleko od planéty, a len neskôr ich Jupiter gravitačne zachytil. Podľa starých hypotéz mali byť zachytené aj Galileove mesiace, k čomu odborníkov viedol najmä ich značný rozdiel voči Jupiteru. Podobne objasňovali dnes už prekonané hypotézy aj vznik Jupiterovho prstenca.[18] Objav malého mesiačika Valetudo v roku 2017, ktorý obieha v protismere dráh ďalších malých mesiacov, ktoré križuje, viedol k domnienke, že niektoré malé Jupiterove mesiace môžu byť aj pozostatkami po vzájomných zrážkach väčších mesiacov.[34]
Dráha a rotácia
[upraviť | upraviť zdroj]Jupiter obieha Slnko vo vzdialenosti 778 412 027 km, čo je viac než päťnásobne väčšia vzdialenosť ako tá, v ktorej obieha Zem okolo Slnka.[9] Tomu pripadá aj množstvo slnečného žiarenia dopadajúceho na meter štvorcový jeho plochy, ktoré tvorí len 3,7 % zo žiarenia dopadajúceho na meter štvorcový hranice atmosféry Zeme. Jupiter je však k Slnku stále o polovicu bližšie než nasledujúca joviálna planéta Saturn. Jeho obežná dráha má tvar elipsy podobnej kružnici s excentricitou približne 0,048.[3] Pri najväčšom priblížení k Zemi nazývanom opozícia nás od Jupitera delí 588 miliónov km. Pri najväčšom vzdialení, v konjunkcii, sa od Zeme vzďaľuje až na 968 miliónov km. Sklon jeho dráhy k rovine ekliptiky je nevýrazný a dosahuje len 1,3 °, čo je po Uráne druhý najmenší sklon dráhy planéty v slnečnej sústave.[35]
Keďže Jupiter je zložený prevažne z plynu, jeho rotácia nepripomína rotáciu pevného telesa. Rôzne vrstvy jeho atmosféry sa otáčajú rôznou rýchlosťou. Kým rovníkový pás planéty urobí jednu otočku za 9 hodín 50 minút, vrstvy pri póloch sa otočia raz za 9 hodín 56 minút. Takáto rotácia sa nazýva diferenciálna.[15] Jupiter má medzi všetkými planétami slnečnej sústavy najkratší deň. Os má veľmi nízky odklon od kolmice na obežnú dráhu, iba 3,07°. Z tohto dôvodu na planéte prakticky nedochádza k striedaniu ročných období.[13] Rotačná os planéty vykonáva precesný pohyb podobný precesnému pohybu zemskej rotačnej osi, ale v prípade Jupitera jeho perióda dosahuje 450 000 rokov.[9]
Z dôvodu diferenciálnej rotácie Jupitera museli byť na určovanie polôh útvarov v jeho atmosfére zadefinované až tri rôzne systémy súradníc.[36]
Magnetosféra
[upraviť | upraviť zdroj]Sondy programu Pioneer potvrdili existenciu Jupiterovho mohutného magnetického poľa, ktoré je podľa ich meraní 10× silnejšie ako zemské[9] a obsahuje 20 000× viac energie. Svojou intenzitou prevyšuje magnetické polia všetkých ostatných planét slnečnej sústavy. Silné magnetické pole je spôsobené rýchlou rotáciou. Sonda Juno zistila, že magnetické pole Jupitera je ešte silnejšie, než sa dovtedy predpokladalo, a má silnejšie a slabšie oblasti.[37] Pri rovníku planéty existuje oblasť s vysokou lokálnou úrovňou magnetizmu.[38] Navzdory tomu je magnetické pole na hranici oblačnosti omnoho slabšie než pole bežnej magnetky pripevnenej na chladničke.[39] Pole má dvojpólový charakter, existujú však aj nezanedbateľné kvadrupólové a oktupólové momenty.[9] Skutočná štruktúra jeho magnetického poľa je komplikovaná. Na rozdiel od magnetického poľa Zeme sú napríklad uzavreté aj mnohé magnetické siločiary vychádzajúce z oblastí jeho magnetických pólov.[40]
Jupiter má veľmi rozsiahlu a silnú magnetosféru. Keby bola viditeľná zo Zeme, javila by sa až 5× väčšia ako Mesiac v splne, aj keď leží od nás omnoho ďalej. Toto magnetické pole vytvára mohutné výrony urýchlených častíc v Jupiterových radiačných pásoch, interaguje s mesiacom Io a vytvára vodivú trubicu a plazmový prstenec okolo neho. Jupiterova magnetosféra je najväčšia plazmová štruktúra slnečnej sústavy[39] (je väčšia než magnetosféra Slnka). Celkový tvar magnetosféry Zeme a Jupitera je veľmi podobný. Magnetopauza v prípade Zeme sa však vytvára vo vzdialenosti 70 000 až 80 000 km, ale u Jupitera takmer 100-krát ďalej. Tento rozdiel sa vysvetľuje nielen mohutnejším magnetickým poľom Jupitera, ale aj tým, že intenzita slnečného vetra je vo vzdialenosti jeho obežnej dráhy podstatne slabšia ako pri Zemi.
Citlivé prístroje na palube sondy Pioneer odhalili, že jupiterovský „severný“ magnetický pól je na južnom geografickom póle planéty s odchýlkou 11 stupňov od jupiterovskej osi rotácie[10] a so stredom poľa posunutým mimo stred Jupitera podobne ako je tomu pri magnetickom poli Zeme. Navzdory tomu iný zdroj tvrdí, že magnetické pole Jupitera má opačnú polaritu ako magnetické pole Zeme a na sever mieri jeho severný magnetický pól.[9]
Pioneer zaznamenal vlnu jupiterovskej magnetosféry ešte vo vzdialenosti 26 miliónov kilometrov a magnetický chvost dosahujúci až za Saturnovu obežnú dráhu.[39][4] Údaje ukazujú, že veľkosť tohto magnetického poľa na strane obrátenej k Slnku rýchlo kolíše v dôsledku zmien tlaku slnečného vetra. Tento jav bol bližšie skúmaný pri dvoch misiách Voyager. Bolo objavené, že prúdy vysokoenergetických častíc sú vyvrhované až k obežnej dráhe Zeme. V jupiterovských radiačných pásoch boli nájdené a namerané vysokoenergetické protóny. Ukázalo sa, že medzi Jupiterom a niektorými jeho mesiacmi (najmä Io) pretekajú elektrické prúdy.
Vplyvom rotácie planéty sa v rádiovom žiarení z Jupitera prijímanom na Zemi objavujú periodické zmeny v intenzite aj smere polarizácie poľa. Vďaka tomu sa určila hodnota jednej otočky planéty okolo osi.[10] Magnetické pole Jupitera sa však mení aj v skutočnosti, aj keď pomaly. Tento jav bol objavený potom, ako sa porovnali merania najstarších sond skúmajúcich Jupiter, Pioneerov, s údajmi získanými najnovšou sondou, Juno. Podľa vedeckého tímu sondy Juno tieto zmeny spôsobuje atmosférické prúdenie na planéte.[38]
Polárne žiary
[upraviť | upraviť zdroj]
V polárnych oblastiach boli pozorované polárne žiary, jav známy aj na Zemi. Od pozemských polárnych žiar sa však v mnohom líšia. Sú tisíckrát jasnejšie[41] a mnohostonásobne energetickejšie než polárne žiare nad Zemou. Jedným z dôvodov je, že silné Jupiterovo magnetické pole urýchľuje častice slnečného vetra, ktoré polárne žiare spôsobujú, na veľmi vysoké rýchlosti, ktorými sa potom zrážajú s časticami jeho atmosféry. Ďalších dôvod, prečo sú polárne žiare na tejto planéte také intenzívne, je ten, že okrem slnečného vetra ich spôsobujú aj častice z mesiaca Io.[42][3] Keďže Io je pri planéte stále prítomný, na rozdiel od vysokej koncentrácie slnečného vetra, polárne žiare nad Jupiterom sú na rozdiel od tých nad Zemou pozorovateľné nepretržite.[41] Polárne žiary na Jupiteri zároveň vydávajú žiarenie v omnoho väčšom rozsahu elektromagnetického spektra než tie pozemské. Dajú sa pozorovať od infračervenej až po röntgenovú oblasť spektra.[40] Najmä pôvod ich röntgenového žiarenia, ktoré vypovedá o veľmi vysokých energiách, je predmetom rozličných výskumov a teórií. Inou zvláštnosťou Jupiterových polárnych čiar je, že nie sú totožné na severnom a južnom póle tak ako u iných planét s polárnymi žiarami (a teda aj Zeme).[43] Trinásťčlenná čínsko-americká vedecká skupina to na základe simulácií na superpočítači Cheyenne vo Wyomingskom superpočítačovom centre NCAR vysvetľuje tým, že u ťažkých iónov pochádzajúci h z Jupiterových mesiacov sa pri ich pohybe magnetickým poľom neuplatňuje tzv. princíp magnetického zrkadla. Tieto ióny majú takú obrovskú energiu, že sa pri jednom magnetickom póle neodrazia smerom k druhému magnetickému pólu, ale vniknú rovno do Jupiterovej atmosféry. Magnetické póly teda medzi sebou nekomunikujú.[40]
Inou zvláštnosťou polárnych žiar Jupitera je to, že netvoria iba žiariaci ovál ako na Zemi s tmavým stredom. V ultrafialovej oblasti spektra žiari aj vnútorná časť oválu, jej štruktúry sú však chaotické. V polárnych žiarach sa tiež dajú pozorovať žiarivé uzlíky spôsobené Galileovými mesiacmi.[40]
Atmosféra
[upraviť | upraviť zdroj]
Chemické zloženie
[upraviť | upraviť zdroj]Priame informácie o chemickom zložení Jupiterovej atmosféry vedcom poskytlo zostupové puzdro sondy Galileo, tzv. Galileo JEP (Jupiter Entry Probe). Táto malá sonda v tvare kužeľa s najväčším priemerom 1,25 m sa od svojej materskej sondy oddelila 13. júla 1995. 7. decembra toho istého roku potom vstúpila do atmosféry, kde zostúpila do hĺbky asi 130 km, kým ju nezničila okolitá teplota a tlak.[44] Kompletné vyhodnotenie údajov získaných týmto atmosférickým puzdrom sondy trvalo niekoľko rokov.[16] Jupiter je jediná plynná planéta, ktorej atmosféra bola skúmaná sondou ponárajúcou sa priamo do nej.
Atmosféra Jupitera sa skladá z približne 86 % vodíka a 14 % hélia (podľa počtu atómov, podľa hmotnosti ide o percentuálny pomer približne 75/24; s 1 % hmotnosti pripisovaným iným zložkám – vnútro obsahuje hustejšie materiály, kde sa percentuálny pomer mení na približne 71/24/5). Obsahuje tiež stopové množstvo metánu, vodných pár a amoniaku, pričom koncentrácia amoniaku podľa údajov zo sondy Juno stúpa s hĺbkou.[45] Nachádzajú sa tu tiež nepatrné množstvá uhlíka, etánu, sírovodíka, neónu, kyslíka, fosfínu a síry. Vodík a hélium sú bezfarebné plyny, na sfarbení atmosféry sa preto podieľajú jej prímesi vo forme chemických zlúčenín. Presné súvislosti chemických látok s farbami planéty ešte nie sú objasnené, podľa jednej z hypotéz by červené zafarbenie mohol spôsobovať fosfor.[36] Prekvapivo malé množstvo kyslíka, ktoré zistila sonda Galileo JEP, sa podľa starších predstáv vysvetľovalo tým, že sonda vstúpila do oblasti jednej z tzv. horúcich škvŕn, v ktorých väčšina vody (hlavná zlúčenina viažuca na Jupiteri kyslík) skondenzovala už v oveľa hlbších oblastiach. Oblaky v okolí týchto horúcich škvŕn obsahujú až 100-krát viac vody, ktorá viaže "chýbajúci" kyslík.[16] Sonda Juno však zistila, že takéto oblasti nie sú zriedkavými anomáliami, ale tvoria pás obkolesujúci celú planétu. Navyše zistila, že ide o cenné okno do hlbších vrstiev Jupitera, pretože ho nezakrývajú mraky. Vodné pary chýbajú v týchto zónach preto, lebo voda spolu s amoniakom skondenzovala do hubovitých útvarov, ktoré ako zvláštne krupobitie padajú hlboko do vnútra planéty a tam sa im pod vplyvom vysokej teploty vráti plynné skupenstvo. Toto sa deje v oblastiach s rozsiahlou oblačnosťou. Proces sprevádzajú blesky v hornej časti atmosféry. Najvrchnejšie vrstvy atmosféry obsahujú kryštály zmrznutého amoniaku.
Zdroj energie
[upraviť | upraviť zdroj]Meteorologické javy nie sú na rozdiel od Zeme poháňané slnečnou energiou, ale pravdepodobne v oveľa väčšej miere jeho vnútornou energiou.[9][6] Rovnako aj pôvod vetrov sa na rozdiel od pozemských nepripisuje ohrievaniu atmosféry Slnkom, ale vnútornému teplu planéty.[6] Vďaka vnútornému teplu a veľmi malému množstvo slnečnej energie, ktorá na planétu tak ďaleko od Slnka dopadá, sú rozdiely medzi rovníkovými a polárnymi teplotami na Jupiteri zanedbateľné.[9] Menšina zdrojov však pripisuje zásadný význam aj slnečnej energii,[46] spoluúčinnosti oboch faktorov,[47] alebo označuje otázku zatiaľ za nezodpovedanú.
Atmosférické úkazy
[upraviť | upraviť zdroj]Nad oblačnosťou
[upraviť | upraviť zdroj]Vo viditeľnom spektre možno pozorovať iba horné vrstvy Jupiterovej atmosféry. Nad viditeľnou vrstvou oblačnosti pozoroval Vesmírny ďalekohľad Jamesa Webba silné dýzové prúdenie (jet stream) a pravdepodobne aj vysoko položené vrcholky konvektívnych búrok. Rýchlosť vetra v tomto prúdení dosahuje až 515 km/h, čo je porovnateľné iba so silnými pozemskými tornádami.[48]
Sondy Voyager a sonda Juno nasnímali nad oblakmi zvláštne, zatiaľ nie úplne vysvetlené vlny.[49] Nad samotnou viditeľnou vrstvou Jupiterových mrakov je opar, pravdepodobne z hydrazínu.[50]
Oblačnosť
[upraviť | upraviť zdroj]
Viditeľný povrch Jupitera, čiže horná vrstva oblačnosti, má charakteristický vzhľad. Už menším ďalekohľadom možno pozorovať, že sa na ňom striedajú svetlejšie a tmavšie pásy. Svetlejšie pásy, tzv. zóny, sú prejavom väčšej oblačnosti a vertikálneho prúdenia, tmavé pásy sú buď miesta s nižšie položenou,[51] alebo s menšou alebo chýbajúcou oblačnosťou. Pásová štruktúra sa utvorila pravdepodobne hlavne v dôsledku Jupiterovej rýchlej rotácie a vnútornej energie,[6] ktorá vyvoláva konvektívne prúdenie.[10] Štyri hlavné pásy a päť zón sa v priebehu dlhodobých pozorovaní javia ako stabilné útvary,[10] napriek tomu, že južný rovníkový pás v 70. rokoch 20. storočia, v 90. rokoch 20. storočia a okolo roku 2010 zdanlivo zmizol. V skutočnosti ho však v týchto obdobiach zrejme len prekryla vysoko ležiaca svetlá oblačnosť.[52] Smerom k pólom planéty sa pásová štruktúra postupne stráca.[10] Jednotlivé pásy Jupiterovej atmosféry rotujú rôznou rýchlosťou; tento efekt bol po prvýkrát pozorovaný Cassinim (1690). Rotácia Jupiterovej polárnej atmosféry je o 5 minút dlhšia ako rotácia jeho rovníkovej atmosféry. Navyše sa pásy mrakov rôznej šírky pohybujú proti sebe v smere stálych vetrov. Na hraniciach týchto konfliktných prúdov vznikajú búrky a turbulencie. Rýchlosť vetra podľa údajov sondy Galileo dosahuje až 650 km/h a vetry vyvolávajú aj kolísania teploty vo vrchnej Jupitrovej atmosfére.
Okrem toho sa v Jupiterovej atmosfére vyskytuje mnoho oválnych útvarov, z ktorých najznámejšia a najstabilnejšia je Veľká červená škvrna. Ide o obrovskú anticyklónu, ktorá sa otáča v protismere hodinových ručičiek s periódou otáčania uvádzanou okolo 6 dní. Nachádza sa na južnej pologuli planéty. Svojimi rozmermi presahuje Zem, pričom jej veľkosť, tvar aj farba sa v priebehu času menia.[53] Príčina jej červeného zafarbenia zostáva neobjasnená. Od 19. storočia je zaznamenané zmenšovanie Veľkej červenej škvrny a v 21. storočí rýchlosť jej zmenšovania prudko vzrástla. Dôvody nie sú známe.[54][5] V posledných troch desaťročiach sa na planéte sformovali aj ďalšie dve menšie červené škvrny.[55] Menšie, biele ovály sú anticyklóny s podstatne kratšou životnosťou, nanajvýš do desiatok rokov,[6] kým Veľká červená škvrna sa pozoruje už stáročia. Najväčšie z bielych oválov dosahujú takmer rozmery Zeme, Veľká červená škvrna ich rozmermi prevyšuje. V dlhšej osi meria 15 800 km a na začiatku nesporných pozorovaní tohto útvaru merala až 50 000 km.[36]
Aj póly planéty sú pokryté veľkými oválnymi búrkovými útvarmi veľkosti Zeme, ktoré sú navyše nahromadené tesne vedľa seba a vzájomne sa o seba trú.[37] Odrážajú sa jedna od druhej a oscilujú okolo svojich centrálnych pozícií. Tým sa odlišujú od cyklón na Zemi, ktoré sú izolované a situované skôr do rovníkových oblastí. Tieto hurikány vznikajú v menších šírkach a postupne sa presúvajú k pólom. Presun umožňuje interakcia medzi Coriolisovou silou a kruhovým prúdením plynov v cyklóne. Je to jav známy aj u cyklón na Zemi, tie sa však v priebehu presunu k pólom vždy rozpadnú, pretože nemajú dostatok teplého a vlhkého vzduchu.[56] Každá z centrálnych polárnych cyklón je obklopená ďalšími cyklónami, čím vytvárajú obrazce v tvare kvetov. Póly Jupitera tak vyzerajú úplne odlišne ako póly Saturna.
V rokoch 1975, 1990 a 2007 boli v atmosfére Jupitera pozorované javy, ktoré sa označujú ako búrkové erupcie. Utvorili sa v nej vždy po dva mohutné oblačné víry, ktoré sa pohybovali rýchlejšie než ktorékoľvek ďalšie úkazy Jupiterovej atmosféry.[47]
Vo vrcholcoch mrakov dochádza aj k početným elektrickým výbojom.[6] Na rozdiel od pozemských bleskov sa však blesky na Jupiteri vyskytujú s väčšou frekvenciou bližšie k pólom ako k rovníku. Najlepšie zo všetkých sond preskúmala tieto blesky sonda Juno.
Vrstva oblačnosti má hrúbku iba 50 km. Jupiterove oblaky sú tak síce päťkrát hrubšie ako najhrubšie možné oblaky na Zemi, ale oproti polomeru planéty ide o veľmi malú hodnotu.[57]
Vnútorné zloženie
[upraviť | upraviť zdroj]Teplota od oblakov smerom ku stredu rastie. Na vrcholoch mračien je –160°, o 60 km hlbšie je približne rovnaká teplota ako na Zemi, a ešte kúsok hlbšie je teplota na bode varu vody.[4]
Podľa tradičnej predstavy v strede planéty leží pevné jadro, ktoré sa skladá najmä zo silikátov, železa[3] a ďalších ťažkých látok. Preto ho možno nazvať kamenným. Jadro sa považovalo za malé, pretože jeho priemer bol odhadovaný na nanajvýš 20 000 km, čím by bolo iba zlomkom priemeru celej planéty. Stále by však bolo väčšie ako priemer celej Zeme. Mala v ňom byť koncentrovaná hmotnosť 10 až 20 Zemí. Tlak a teplota sú tu veľmi vysoké. Odhadujú sa na 30 000°C a 8,5 milióna MPa.[15] Hlavne vysoký tlak bol v minulosti príčinou toho, že sa jadro pokladalo za útvar zložený z pevného vodíka.[10] Vnútorná teplota však vodíku neumožňuje nadobudnúť pevné skupenstvo, pretože je o rád vyššia ako teplota jeho topenia.[9] Merania sondy Juno však poukazujú na celkom iný model vnútra Jupitera. Podľa neho je jadro neočakávane veľké a riedke.[58][59][20]
Nad jadrom sa nachádza vodíkový oceán, ktorý tvorí rozhodujúcu časť objemu i hmoty Jupiteru. Vodík je rozdelený do dvoch vrstiev a v oboch je kvapalný.[10] Spodná vrstva siaha od jadra do vzdialenosti 46 000 km od stredu planéty a skladá sa z kovového kvapalného vodíka. Kvôli veľkému tlaku má jeho vnútorná časť odtrhnuté elektróny z atómových obalov a má kovové vlastnosti. Niekde nad vrstvou kovového vodíka by sa podľa údajov zo sondy Juno mohlo vytvárať magnetické pole, čo súhlasí so staršími predstavami. Druhá, vonkajšia vodíková vrstva, siaha do vzdialenosti 70 000 km od stredu Jupitera. Jej hlavnou zložkou je kvapalný molekulárny vodík. Tvorí vlastný povrch planéty (pokiaľ zaň nie je považované rozhranie medzi pevným jadrom a kovovým vodíkom). Hranica medzi kovovým a molekulárnym oceánom je v hĺbke približne 17 000 km pod povrchom. Zhruba 3 000 km od povrchu začínajú tekutiny nadobúdať plynné skupenstvo.[38] Keďže vodík nemení svoje skupenstvo náhle, hranice medzi jednotlivými vrstvami Jupiterovho vnútra sú neostré.[6] Silné magnetické pole okolo Jupitera vytvárajú prúdy tečúce vnútri (v kovovom vodíku).[4] Toto pole je zodpovedné za pozorovanú polárnu žiaru spôsobenú Birkelandovými prúdmi tečúcimi pozdĺž magnetických siločiar.
Už prvý prelet sondy Juno okolo planéty potvrdil, že výrazné, striedajúce sa oranžové a biele pruhy, ktoré pozorujeme na povrchu Jupitera, existujú aj pod vrchnou vrstvou oblačnosti. Rovníkový pás planéty preniká veľmi hlboko. Vďaka detekcii infračerveného žiarenia sonda dohliadne zhruba 400 km pod povrch,[60][37] a je možné, že zmienené pásy siahajú ešte hlbšie.[61]
Mesiace
[upraviť | upraviť zdroj]Jupiter bolo prvé teleso okrem Zeme, u ktorého boli objavené prirodzené družice. Objavili ich v roku 1610 Galileo Galilei a nezávisle od neho pravdepodobne aj Simon Marius. Tieto prvé štyri objavené mesiace sú zároveň najväčšími Jupiterovými mesiacmi: Io, Európa, Ganymedes a Kallisto (dnes známe ako Galileove mesiace). Pri pozorovaní ich pohybu bolo zrejmé, že neobiehajú Zem. Táto skutočnosť sa stala hlavným bodom obhajoby Kopernikovej heliocentrickej teórie o pohybe planét; Galileiho vyhlásenie podpory Koperníkovej teórie ho dostalo do problémov s inkvizíciou. Galileove mesiace sú dostatočne veľké a blízke k planéte, aby na ňu vrhali svoje tiene, a tiež pri každom obehu vstupujú do tieňa planéty. Keďže sú štyri, majú nízke sklony dráh k ekliptike a všetky majú obežnú dobu kratšiu než náš Mesiac,