Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 31 – vyšlo 3. října, ročník 12 (2014)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Dvoudynamový Jupiter

Ivan Havlíček

Konec sedmdesátých let byl počátkem novodobého průzkumu největší planety sluneční soustavy. Při průletu sondy Voyager 1 kolem planety byly poprvé v roce 1979 pořízeny detailní snímky rozsáhlých turbulencí v atmosféře. Takové děje nikdo nečekal a kolotající atmosféra se stala jedním z nejpůsobivějších procesů, které byly na Jupiteru pozorovány. Na mnohé otázky, které se díky podrobným záznamům z kosmických lodí tehdy vyrojily, hledáme odpovědi dodnes.

Rozevláté krajkoví Jupiterovy oblačnosti poblíž rovníku zachytila ze vzdálenosti
5 milionů km sonda Voyager 1 dne 1. března 1979. Zdroj: NASA.

Jupiter – největší a nejhmotnější (1,9×10²⁷ kg) planeta Sluneční soustavy má plynokapalný charakter a chemické složení podobné Slunci. Se svými mnoha měsíci se Jupiter podobá jakési „sluneční soustavě“ v malém. Jupiter má, stejně jako všechny obří planety, soustavu prstenců. Rychlá rotace Jupiteru (s periodou 10 hodin) způsobuje vydouvání rovníkových vrstev a vznik pestře zbarvených pásů. Charakteristickým útvarem Jupiterovy atmosféry je Velká rudá skvrna, která je pozorována po několik století. Atmosféra obsahuje kromě vodíku a helia také metan, amoniak a vodní páry. Teplota pod oblaky směrem ke středu roste. Na vrcholcích mraků je −160 °C, o 60 km hlouběji je přibližně stejná teplota jako na Zemi. Proudy tekoucí v nitru (v kovovém vodíku) vytvářejí kolem Jupiteru silné dipólové magnetické pole.

Voyager – dvojice sond NASA, která startovala v roce 1977 pomocí nosných raket Titan/Centaur. V roce 1979 proletěly obě sondy kolem Jupiteru, v roce 1980 (Voyager 1) a 1981 (Voyager 2) kolem Saturnu. Voyager 2 pokračoval dále k Uranu (1986) a Neptunu (1989). Obě sondy se zásadním způsobem zasloužily o poznání Sluneční soustavy a dnes jsou nejvzdálenějšími objekty, které lidstvo vyslalo do vesmíru.

New Horizons – americká sonda, která se vydala na cestu k Plutu v lednu 2006. Sonda byla vynesena raketou Atlas V551. Opuštění Zeměkoule bylo propočteno tak, aby sonda letěla nejprve k Jupiteru, který ji urychlil na cestu k Plutu. Po průletu kolem Pluta a Charónu v červenci 2015 mise pokračuje do oblasti dalších transneptunických těles v Kuiperově pásu.

Magnetosféra Jupiteru

Magnetosféra největší planety sluneční soustavy dosahuje až k dráze SaturnověSaturn – druhá největší planeta Sluneční soustavy. Je charakteristická dobře viditelným prstencem. Saturn je od Slunce desetkrát dále než Země, a proto je jeho teplota velmi nízká (−150 °C). Průměrná hustota planety 0,7 g·cm⁻³ je nejnižší z celé sluneční soustavy, dokonce nižší než hustota vody. Saturn patří k obřím planetám. Oběhne Slunce za 30 let, kolem vlastní osy se otočí za pouhých 10 hodin. Rychlá rotace způsobuje vznik pásů. V atmosféře jsou pozorovány velké žluté či bílé skvrny. Atmosféra je tvořena oblaky čpavku, vodíkem a heliem. V nitru je snad malé jádro z křemičitanů obklopené kovovým vodíkem. Vítr v atmosféře dosahuje rychlosti až 1 800 km/h. Magnetické pole má dipólový charakter s osou téměř rovnoběžnou s rotační osou.. V heliosféřeHeliosféra – oblast magnetického vlivu Slunce. Heliosféra není kulová, jak by se mohlo zdát z jejího názvu. Je od Slunce v různých směrech různě vzdálená, zhruba 110 až 160 au. Uvnitř heliosféry se nachází plazma slunečního větru. Heliosféra končí hraniční vrstvou, jejíž vnější část se nazývá heliopauza. jde po Slunci o nejrozlehlejší oblast ovlivňovanou magnetickým polem jediného tělesa. Existence Jupiterovy magnetosféryMagnetosféra – oblast magnetického vlivu planety nebo jiného nebeského tělesa. U naší Země je dipólové magnetické pole vytvářeno v jádru elektrickými proudy o řádové hodnotě 10⁹ A. Toto pole je deformováno interakcí se slunečním větrem do charakteristického tvaru – magnetosféry Země. Magnetosféry planet jsou přirozeným ochranným štítem před nabitými částicemi slunečního větru. byla odvozena z rádiových pozorování již na konci padesátých let minulého století a v roce 1973 byla magnetosféra poprvé přímo pozorována sondou Pioneer 10. Později, na počátku devadesátých let, vlétla sonda UlyssesUlysses – Odyseus, sonda určená pro sledování heliosféry Slunce z vysokých slunečních šířek. Hlavním cílem byl výzkum Slunce a jeho vlivu na meziplanetární prostor. Sonda měla dráhu navrženou tak, že jižní pól Slunce prozkoumala v roce 1994, ke Slunci se opět vrátila v roce 1995, kdy se přiblížila k severnímu pólu. Do stejných oblastí se vrátila v letech 2000 a 2001 při svém druhém oběhu. V té době bylo Slunce v blízkosti maxima aktivity. Při posledním třetím návratu v roce 2007 a 2008 byla mise ukončena, sonda ztratila orientaci., určená především k průzkumu heliosféry, do Jupiterovy magnetosféry v dosud největší vzdálenosti od Jupiteru, než v jaké se to podařilo předchozím kosmickým lodím. Čelo rázové vlny bylo zaznamenáno již ve vzdálenosti 113 Jupiterových poloměrů. Kolísání rozsahu magnetosféry bylo tehdy přičítáno měnícímu se vlivu Slunce, přesněji rozdílné intenzitě slunečního větru oproti obdobím, v nichž prolétaly kolem Jupiteru sondy Pioneer a Voyager. Pomocí sondy Ulysses byl objeven plazmový torus, jehož původcem jsou vulkány na měsíci Io.

Vnitřní část magnetosféry, v níž se pohybují galileovské měsíce, je s pohybem měsíců provázána. Ionizovaná látka, která se z nich uvolňuje do kosmického prostoru, putuje podél magnetických siločar a může se dostávat až k magnetickým pólům Jupiteru. Současně toto plazmaPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází elektricky nabité částice. Kladné a záporné náboje se navzájem kompenzují, takže celek je elektricky neutrální. Částice jsou schopné reagovat na elektrická a magnetická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektrického obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Pro plazma jsou typické silně nelineární jevy a nestability. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. bombarduje povrchy měsíců a mění je podobně, jako počasí na Zemi postupně přetváří povrch naší planety. Na Jupiteru byly pozorovány polární záře, v nichž bylo zřetelné ukotvení magnetických trubic spojující aurorální oválAurorální ovál – plošný výboj zářící v okolí 70. geomagnetické rovnoběžky Země. Je způsoben excitacemi atomů atmosféry pronikajícími nabitými částicemi slunečního větru. Při zvýšeném přísunu částic se aurorální ovál rozvine do polárních září. Aurorální ovály byly detekovány i u Jupiteru a Saturnu. jednotlivými blízkými měsíci. Rozměry Jupiterovy magnetosféry jsou ve srovnání se Zemí řádově mnohem větší. Magnetický moment Jupiteru je 18 000krát větší než zemský, dipólový moment dosahuje 1,56×10²⁰ T m³ a pole na rovníku je 430 µT. Magnetická osa je skloněná vůči rotační ose o 10°. Povrchové vrstvy planety rotují z planet sluneční soustavy nejrychleji. Den na Jupiteru trvá jen 9 hodin a 55 pozemských minut. Rovníkový průměr Jupiteru činí 143 000 kilometrů.

I když je Jupiter téměř ze tří čtvrtin složen jen z vodíku, tlak uvnitř takového tělesa je natolik veliký, že v hloubi kolem 10 000 kilometrů by se vodík měl chovat jako kov. V takovém stavu se na Zemi vodík vůbec nevyskytuje. Pokud má Jupiter uprostřed kamenné jádro, nemělo by být v průměru větší než jen 25 000 kilometrů. Původcem rozsáhlé magnetosféry by tedy měla být poměrně rychle rotující koule kovového vodíku o průměru zhruba 100 000 kilometrů s drobným kamenným jádrem, pokrytá směsí vodíkuVodík – Hydrogenium, je nejlehčí a nejjednodušší plynný chemický prvek, tvořící převážnou část hmoty ve vesmíru. Má široké praktické využití jako zdroj energie, redukční činidlo při chemické syntéze a v metalurgii nebo jako náplň balonů a vzducholodí. Vodík objevil roku 1766 Henry Cavendish. a heliaHelium – plynný chemický prvek, patřící mezi vzácné plyny a tvořící druhou nejvíce zastoupenou složku vesmírné hmoty. Bezbarvý plyn, bez chuti a zápachu, chemicky zcela inertní. Francouzský astronom Pierre Janssen objevil helium ze spektrální analýzy sluneční korony. V roce 1895 se britskému chemikovi Williamu Ramsayovi podařilo izolovat plynné helium na Zemi. Je pojmenované po starořeckém bohu Slunce, Héliovi..

Plazma pocházející převážně z měsíce Io vyplňuje bezprostřední okolí Jupiteru a oblast, kterou zaujímá, je tvarována magnetosférou. Na Jupiterově noční straně je plazma strháváno do magnetického ohonu a ve formě obřích plazmoidů se magnetickým ohonem od Jupiteru vzdaluje. V diagramu je zakreslena dráha sondy New Horizons. Zdroj Science.

Jupiterova magnetosféra měřená sondou New Horizons

Rozlehlost Jupiterova magnetického ohonu, a tím i intenzitu magnetosféry, dokládá měření aparaturou SWAP (Solar Wind Analyzer Around Pluto) na sondě New Horizons provedené při jejím průletu v roce 2007. Číslování na spodní vodorovné ose odpovídá dnům v roce (DOY = Day of Year) 2007. CA (záznam 1) je místo největšího přiblížení sondy k Jupiteru. Čelo magnetosféry bylo zachyceno ve vzdálenosti 75 Jupiterových poloměrů. Plazmoidy putující v ochranném prostoru Jupiterovy magnetosféry jsou zřetelné a nepříliš pozměněné ještě ve vzdálenosti 2 500 Jupiterových poloměrů. Tato vzdálenost odpovídá zhruba 1,2-násobku vzdálenosti Země od Slunce. Na horním diagramu je znázorněna dráha sondy New Horizons s vyznačenými jednotlivými úseky měření, jejichž záznam je na obrázku dole. Zdroj: Science.

Numerické simulace

Dřívější numerické simulace nedokázaly dospět k výsledkům, které by odpovídaly charakteristikám zjištěným pomocí kosmických sond. Modely se lišily zejména v intenzitě pole a výsledném tvaru magnetosféry. Nejpravděpodobnější příčina byla v přílišném zjednodušení modelů. Například vnitřní struktura Jupiteru byla modelována jako slupková. Každá slupka byla počítána zvlášť a následně byly výsledky vzájemně kombinovány a skládány. Slupková struktura ovšem předpokládá, že na rozhraní koncentrických slupek se skokově mění vlastnosti látky, z níž je slupka složena. Vnitřní kovová vodíková koule byla obklopena plynnokapalným nekovovým pláštěm.

Skupina fyziků vedená Johannesem Wichtem z Institutu Maxe PlanckaMPI – Max Planck Institute, největší síť vědeckých ústavů v Německu s pobočkami v mnoha velkých městech. Zahrnuje celkem 80 ústavů, jde o německou obdobu naší Akademie věd. v Göttingenu vytvořila nový model vnitřní struktury Jupiteru, který vychází z předpokladu velmi pozvolna se měnících vlastností prostředí od povrchu planety až do hlubin, v nichž začíná být z vodíku vodivý kov. Model byl následně zpracováván superpočítačem Hydra v Garchingu, který je v provozu od roku 2012. Výpočty nové vnitřní struktury Jupiteru, a z ní vyplývající struktury magnetosféry, zabraly Hydře šest měsíců. Výsledek publikovaný v červenci 2014 je ale nad očekávání překvapivě velmi podobný tomu, co bylo postupně od sedmdesátých let naměřeno pomocí kosmických sond. Velmi silné pole, které tvarem odpovídá dipólovému poli známému například ze Země, je skryto hluboko pod povrchem Jupiteru, ve vrstvách, které jsou poměrně ustálené a jejichž vlastnosti se v čase nejspíše příliš nemění. Simulace nadto ale nabídla ještě druhé slabší dynamo, které je ukotveno v přechodové vrstvě mezi kovem a nekovem v oblasti rovníku.

Tento druhý dosud neočekávaný generátor magnetického pole je unášen silným východním prouděním podpovrchových vrstev, jejichž pohyb je patrný v oblačných pásech rovníkové zóny. Chladná povrchová oblačnost je příliš řídká a tedy současně i málo vodivá na to, aby pozorované magnetické pole dokázala generovat. V hloubce kolem 8 000 kilometrů jsou již ale vlastnosti plazmatu schopné tekutinové dynamoMHD dynamo – magnetohydrodynamické dynamo, tekutinová varianta klasického dynama. Elektrické proudy vznikají při pohybu plazmatu nebo tekutého kovu a generují magnetické pole. Dipólová složka se mění na azimutální tzv. omega efektem a azimutální na dipólovou tzv. alfa efektem. Tekutinové dynamo nemůže být stacionární, jeho základní vlastností je překlápění magnetických pólů. nastartovat. Rozhodující je zde kombinace rychlosti proudění a elektrické vodivosti. V současné době jde o první model vnitřní struktury obří planety, jehož výsledky se s dostatečnou přesností shodují s dosavadními pozorováními. Podobné numerické modelování by mohlo v budoucnu pomoci vysvětlit děje, které byly pozorovány také u SaturnuSaturn – druhá největší planeta Sluneční soustavy. Je charakteristická dobře viditelným prstencem. Saturn je od Slunce desetkrát dále než Země, a proto je jeho teplota velmi nízká (−150 °C). Průměrná hustota planety 0,7 g·cm⁻³ je nejnižší z celé sluneční soustavy, dokonce nižší než hustota vody. Saturn patří k obřím planetám. Oběhne Slunce za 30 let, kolem vlastní osy se otočí za pouhých 10 hodin. Rychlá rotace způsobuje vznik pásů. V atmosféře jsou pozorovány velké žluté či bílé skvrny. Atmosféra je tvořena oblaky čpavku, vodíkem a heliem. V nitru je snad malé jádro z křemičitanů obklopené kovovým vodíkem. Vítr v atmosféře dosahuje rychlosti až 1 800 km/h. Magnetické pole má dipólový charakter s osou téměř rovnoběžnou s rotační osou., UranuUran – jedna ze čtyř obřích planet, sedmá planeta sluneční soustavy má charakteristický modrozelený nádech. Průměrná hvězdná velikost 5,5^m je na hranici viditelnosti lidským okem. Planeta má soustavu prstenců a kolem krouží rozsáhlý systém měsíců podobně jako u ostatních obřích planet. Kromě vodíku a helia obsahuje atmosféra také metan, způsobující namodralé zbarvení. Ve středu Uranu je jádro z hornin a železa. Rotační osa Uranu je vzhledem k rovině oběhu stočená na bok (98°), patrně díky střetu s jinou velkou planetou při vzniku sluneční soustavy. Rotace je diferenciální s periodou 16÷17 hodin. Rychlost větrů v atmosféře dosahuje až 600 km/h. Magnetická osa svírá s osou rotace úhel 59° a je značně excentrická (prochází 8 000 km od středu planety). Magnetosféra je výrazná, intenzita pole je srovnatelná s intenzitou pole Země, ohon je zkroucen do tvaru vývrtky díky vlastní rotaci planety. a NeptunuNeptun – poslední z obřích planet. Podobně jako ostatní obří planety má prstence, rozsáhlou soustavu měsíců a pásovitou strukturu atmosféry s obřími víry – skvrnami. Neptun je téměř stejně velký jako Uran. Průměrná hvězdná velikost je 7,8^m, a proto nemůže být pozorován okem. Atmosféra má pásovitou strukturu, rotace je diferenciální s průměrnou periodou 19 hodin. Vlastní rotační perioda planety je 16 hodin, atmosféra tedy vzhledem k povrchu rotuje retrográdně. V atmosféře se nachází obří anticyklóny, například Malá a Velká temná skvrna. Atmosféra má zelenomodrou barvu, v horních vrstvách převládá vodík a helium. Modrozelené zabarvení je způsobeno stopami metanu. Rychlosti větru naměřené sondou Voyager 2 přesahují 2 000 km/h. Magnetické pole má dipólový charakter, osa je skloněna 47° vzhledem k rotační ose a posunutá od středu o 0,55 poloměru..

Proudění Jupiterovy oblačnosti zachycené sondou CassiniCassini – meziplanetární sonda NASA, ESA a ASI (Italská kosmická agentura) určená k průzkumu Saturnu. Startovala z Cape Canaveral 15. října 1997, k Saturnu dorazila 30. června 2004. Celková hmotnost Cassini (včetně paliva a pouzdra Huygens) při startu byla 5 600 kg. Vyvrcholením mise bylo měkké přistání pouzdra Huygens na povrchu Saturnova měsíce Titanu dne 14. ledna 2005. Sonda byla pojmenována podle italského matematika a astronoma Giana Domenica Cassiniho (1625-1712). Podle tohoto vědce je pojmenována i část Saturnových prstenců, tzv. Cassiniho dělení. Mise byla ukončena 15. září 2017 řízeným pádem sondy do atmosféry planety.. Zobrazení je složeno z 24 Jupiterových otoček v rozmezí od 31. října do 9. listopadu roku 2000. Šíře pásu je 360°, výška výřezu je od rovníku na každou stranu 60°. Zřetelné je protiběžné proudění pásů a zón ve směru rotace planety. Zdroj: NASA.

Zobrazení toků a magnetického pole Jupiteru

Zobrazení proudění a magnetického pole Jupiteru podle numerické simulace na superpočítači Hydra. Na obrázku a) je znázorněna azimutální složka toku na vnějším povrchu a v pravé části řezu. Radiální složka toku je vykreslena na rovníkové a na levé části řezu. Na povrchu vnitřní vložené slupky je zviditelněno slabší proudění ve větší hloubce. Pravá část sférického řezu zobrazuje azimutální složku toku zvětšenou 10krát, levá část zobrazuje radiální složku toku a je tentokrát navýšena jen 2,5krát. Obrázek b) zobrazuje radiální magnetické pole na vnějším povrchu a v levém řezu. Povrchové pole je navýšeno desetinásobně. Pravý a horizontální řez (úroveň −10°) ukazují azimutální pole. Vzájemná tloušťka magnetických siločar měřítkově odpovídá třetí odmocnině intenzity magnetického pole. Obrázky c) a d) zobrazují radiální a azimutální magnetické pole v úrovni přechodové vrstvy na poloměru 0,87 R0, která je také vyznačena na obrázcích a) a b) sítí tmavě šedých linií. Červená (modrá) barva zde značí vzestupnou (sestupnou) nebo východní (západní) orientaci pole. Zdroj: [2].

Odkazy