Jupiter (planeta)

Jupiter z pohledu sondy Voyager 2 (1979)
Elementy dráhy (Ekvinokcium J2000,0)
Velká poloosa	778 412 027 km 5,203 363 01 AU
Obvod oběžné dráhy	4,888×109 km 32,675 AU
Výstřednost	0,048 392 66
Perihel	740 742 598 km 4,951 558 43 AU
Afel	816 081 455 km 5,455 167 59 AU
Perioda (oběžná doba)	4335,3545 d (11,87 a)
Synodická perioda	398,86 d
Orbitální rychlost - maximální - průměrná - minimální	13,705 km/s 13,050 km/s 12,440 km/s
Sklon dráhy - k ekliptice - ke slunečnímu rovníku	1,305 30° 6,09°
Délka vzestupného uzlu	100,556 15°
Argument šířky perihelu	274,197 70°
Počet přirozených satelitů	63
Fyzikální charakteristiky
Rovníkový průměr	142 984 km (11,209 Zemí)
Polární průměr	133 709 km (10,517 Zemí)
Zploštění	0,064 87
Povrch	6,14×1010 km2 (120,5 Zemí)
Objem	1,431×1015 km3 (1321,3 Zemí)
Hmotnost	1,899×1027 kg (317,8 Zemí)
Průměrná hustota	1,326 g/cm3
Gravitace na rovníku	23,12 m/s2 (2,358 G)
Úniková rychlost	59,54 km/s
Perioda rotace	0,413 51 d
Rychlost rotace	45,262 km/h (na rovníku)
Sklon rotační osy	3,13°
Rektascenze severního pólu	268,05° (17 h 52 min 12 s)
Deklinace	64,49°
Albedo	0,52
Povrchová teplota - min - průměr - max	110 K 152 K ? K
Charakteristiky atmosféry
Atmosférický tlak	20–200 kPa
Vodík	~86 %
Helium	~14 %
Methan	0,1 %
Vodní páry	0,02 %
Amoniak	0,02 %
Ethan	0,0002 %
Fosfin	0,0001 %
Sulfan	<0,0001 %

Jupiter je největší planeta sluneční soustavy, v pořadí pátá od Slunce. Sluneční soustava je někdy popisována jako dvojsystém skládající se ze Slunce a Jupiteru jako hlavních dvou členů a dalších menších těles. Jupiter, Saturn, Uran, a Neptun jsou označovány jako plynní obři, či planety jupiterského typu. Jupiter má hmotnost přibližně jedné tisíciny Slunce, což je okolo dva a půl krát více než všechny ostatní planety sluneční soustavy dohromady. Planeta je pojmenována po římském bohu Jovovi (v 1. pádě Jupiter).^[1] Symbolem planety je stylizované znázornění božského blesku (v Unicode: ♃). Jupiter byl pozorován již od pradávna, při pohledu ze Země má Jupiter magnitudu -2,8, což z něj činí třetí nejjasnější objekt na noční obloze po Měsíci a Venuši (v některých případech se před Jupiter v jasnosti dostane Mars, když je v ideální pozici během svého oběhu vůči Zemi).

Okolo planety se nacházejí slabé prstence, které jsou ze Země špatně viditelné. Současně ho obklopuje silné radiační pole. Při pohledu z okolního vesmíru jsou viditelné horní vrstvy atmosféry rozčleněny v závislosti na planetární šířce do různě barevných pruhů a skvrn, které jsou atmosférickými bouřemi. Nejznámější takovouto bouří je Velká rudá skvrna, která je známá minimálně od 17. století. Dosud není přesně známo, jaké vrstvy planetu tvoří, jelikož současné technické prostředky neumožňují její průzkum do větší hloubky. Předpokládá se, že Jupiter je složen převážně z vodíku, hélia a organických sloučenin. Je možné, že planeta má tvrdé kamenné jádro tvořené těžšími prvky.

Jupiter byl prozkoumán několika automatickými sondami, nejčastěji na začátku programu Pioneer a programu Voyager, kdy všechny tyto sondy kolem planety proletěly. Později k Jupiteru zamířila sonda Galileo, která kolem planety po necelých osm let obíhala. Nejnovější data pocházejí ze sondy New Horizons, která v únoru 2007 použila planetu pro zvýšení rychlosti na své cestě k Plutu. V současnosti se plánují další mise do soustavy Jupiteru, které by měly za cíl prozkoumat převážně hypotetické oceány pod ledovou kůrou jeho měsíce Europy. Jupiter má nejméně 63 měsíců. První z nich objevil v roce 1610 Galileo Galilei a nezávisle na něm pravděpodobně i Simon Marius. Jde o čtyři velké měsíce Io, Europu, Ganymed a Callisto (nyní známé jako Galileovy měsíce), u jejichž nebeského pohybu bylo zřetelné, že jeho centrem není Země. Tato skutečnost byla hlavním bodem obhajoby Koperníkovy heliocentrické teorie o pohybu planet; Galileiho vyhlášení podpory Koperníkově teorii jej dostalo do problémů s inkvizicí.

Vznik a vývoj planety

Jupiter vznikl z protoplanetárního disku před 4,6 až 4,7 miliardami let. Existují dvě hlavní teorie, jak mohly velké plynné planety vzniknout a zformovat se do současné podoby. Jedná se o teorii akrece^[2] a teorii gravitačního kolapsu.^[3] Teorie akrece předpokládá, že se v protoplanetárním disku postupně slepovaly drobné prachové částice, čímž začaly vznikat větší částice až posléze balvany. Neustálé srážky těles vedly k jejich narůstání, až vznikla tělesa o velikosti několik tisíc kilometrů. Tato velká železokamenitá tělesa se stala zárodky terestrických planet. Předpokládá se, že podobná tělesa mohla vzniknout i ve vzdálenějších oblastech sluneční soustavy, kde vlivem velké gravitace začala strhávat do svého okolí plyn a prach, který se postupně začal nabalovat na pevné jádro, až planeta dorostla do dnešní velikosti.^[4] Protože úniková rychlost na povrchu Jupiteru dosahuje 59,54 km/s, což daleko převyšuje tepelnou rychlost molekul, zůstalo na něm nejspíše původní složení atmosféry, kterou nabalil už během vzniku z protoplanetárního disku.^[5]

Teorie gravitačního kolapsu na druhou stranu předpokládá, že velké planety nevznikaly postupným slepováním drobných částic, ale poměrně rychlým smrštěním z nahuštěného shluku v zárodečném disku podobným způsobem, který je znám při vzniku hvězd. Podle teorie několika gravitačních kolapsů, jejímž autorem je Alan Boss z Carnegie Institution of Washington, byl vznik plynných obrů krátký a v případě Jupiteru trval jen několik století.^[3]

Vznik velkých Jupiterových měsíců proběhl pravděpodobně stejným způsobem, jako vznikaly kamenné planety. Jelikož je Jupiter poměrně blízko od Slunce vystoupila teplota na povrchu měsíců na vysoké hodnoty, čímž došlo k úniku lehce tavitelných látek z původního disku okolo vznikající planety.

[editovat] Fyzikální a chemické vlastnosti

[editovat] Složení

Svrchní atmosféra Jupiteru je tvořena z 88 až 92 % vodíkem a zbylých 8 až 12 % připadá na helium vzhledem k poměru plynných molekul těchto plynů. Jelikož je ale molekula hélia přibližně dvakrát hmotnější než molekula vodíku^{[pozn. 1]}, složení se změní, pokud se vyjádří v hmotnostních procentech na poměr 75 % připadajících na vodík a 24 % na hélium s tím, že zbývající procento připadne na ostatní prvky obsažené v atmosféře planety. Vnitřní složení planety je rozdílné, jelikož zde dochází k nárůstu ostatních prvků vůči zastoupení vodíku a hélia. Složení v nižších vrstvách je pak 71 hmotnostních % vodíku, 24 hmotnostních % hélia a 5 hmotnostních % ostatních prvků. Atmosféra obsahuje stopová množství methanu, vodní páry, čpavku a křemičitanů. Vyjma těchto hojnějších sloučenin obsahuje atmosféra taktéž malé množství uhlíku, ethanu, sulfanu, neonu, kyslíku, fosforu a síry. Nejvzdálenější vrstva atmosféry obsahuje ledové krystalky zmrzlého čpavku.^[6][7] Měření v infračerveném a ultrafialovém světle přinesly údaje, že se v atmosféře nachází i malé množství benzenu a byly objeveny i další uhlovodíky.^[8]

Atmosférický poměr mezi vodíkem a héliem je velice blízko teoretickému složení původní mlhovině, ze které se zformovala celá sluneční soustava. Nicméně neon obsažený ve svrchní atmosféře je zastoupen pouze poměrem 20 částic na milión, což je okolo desetiny průměrné hodnoty u Slunce.^[9] Zastoupení hélia je nízké, dosahuje pouze 80 % zastoupení oproti Slunci. Nízký podíl hélia může být výsledkem srážkové činnosti hélia, kdy se takto dostává do vnitřních oblastí planety.^[10] Průměrné zastoupení těžších plynů v atmosféře Jupiteru je přibližně dvakrát až třikrát hojnější než u Slunce.

Jak ukazují spektroskopická měření, Saturn je složením nejspíše podobný Jupiteru, naproti tomu další plynní obři jako Uran a Neptun mají relativně mnohem méně vodíku a hélia.^[11] Nicméně detailnější data o složení atmosféry a zastoupení těžších prvků u plynných obrů vyjma Jupiteru chybí, jelikož jejich atmosféry zatím nebyly prozkoumány žádnými atmosférickými sondami.

[editovat] Hmotnost

Ilustrativní srovnání velikostí mezi Jupiterem a Zemí. Na obrázku je zachycena i Velká rudá skvrna.

Jupiter je téměř 2,5× hmotnější než všechny ostatní planety sluneční soustavy dohromady.^[12] Jeho hmotnost ovlivňuje výrazně těžiště (barycentrum) sluneční soustavy. Odchylka způsobená Jupiterem je 742 792 km, čímž by toto těžiště vysouval mimo těleso Slunce.^[13] Díky působení ostatních těles sluneční soustavy (především ostatních plynných obrů) je ale těžiště sluneční soustavy 36% času uvnitř Slunce^[13] a střední vzdálenost Slunce od tohoto těžiště je 0,00228 AU.^[14] Je 317,81×^[15] hmotnější než Země, rovníkový poloměr má 11,21×^[15] větší a objem 1321×^[16] větší než Země. Často je označován za „nepovedenou hvězdu“, i když toto srovnání je značně nepřesné.^[17] To, že nalezené extrasolární planety jsou mnohem hmotnější než Jupiter, je způsobeno výběrovým efektem, protože hmotnější průvodci jiných hvězd se současnými prostředky snáze detekují. Naproti tomu velikost poloměru podobné planety už prakticky nezávisí na její hmotnosti, protože větší hmotnost způsobuje pouze další smršťování (dokud nedojde k nastartování termonukleárních reakcí). I přes to, že Jupiter emituje více záření než dostává, nepatří mezi hnědé trpaslíky, jadernou syntézu sice provázejí specifické spektrální čáry, nicméně v každém případě by potřeboval být alespoň 75×^[18] hmotnější, aby se mohl stát hnědým trpaslíkem.

Nicméně tento planetární obr má ve srovnání se Zemí menší hustotu. I přes to, že Jupiterův objem je 1321× větší než objem Země, je pouze 318× hmotnější než Země.^[16][19] „Hmotnost Jupiteru“ (M_J or M_Jup) je často používána jako základní jednotka pro popisování hmotnosti jiných těles, a to hlavně extrasolárních planet a hnědých trpaslíků. Například extrasolární planety HD 209458 b má hmotnost 0,69 M_J, naproti tomu COROT-7b má hmotnost pouze 0,015 M_J.^[20]

Teoretické modely naznačují, že Jupiter měl dříve mnohem větší hmotnost než má dnes a že se planeta zmenšuje. Pro malé změny hmotnosti by se průměr planety měnil jen nepatrně. Pokud by hmotnost přesáhla hmotnost čtyř Jupiterů, vnitřní oblasti planety by byly natolik stlačené vlivem působící gravitace, takže by vlastně došlo k tomu, že by planeta byla ve výsledku menší, než je dnes.^[21] Tato skutečnost vedla některé astronomy k tomu, aby o Jupiteru začali referovat jako o nepovedené hvězdě, i když není známo, jestli procesy vedoucí ke vzniku planet jako Jupiter jsou stejné jako procesy formující vícehvězdné systémy.

Aby Jupiter zažehl termonukleární reakci vedoucí ke spalování vodíku a proměně na hvězdu, musel by být přibližně 75× hmotnější. Nejmenší známí červení obři jsou pouze o 30 % větší než Jupiter.^[22][23] I vzhledem k této skutečnosti Jupiter vyzařuje více tepla, než dostává od Slunce. Množství tepla vznikajícího uvnitř planety je téměř rovné množství slunečního záření, které od Slunce obdrží.^[24] Toto přídavné teplo vzniká Kelvin-Helmholtzovým mechanismem vlivem adiabatické kontrakce. Tento proces vede k planetárnímu smršťování rychlostí přibližně 2 cm za rok.^[25] V době vzniku byl Jupiter mnohem teplejší a jeho poloměr byl přibližně dvakrát větší, než je tomu dnes.^[26]

[editovat] Vnitřní stavba

Průřez Jupiterem ukazuje jeho vnitřní stavbu s kamenným jádrem obklopeným silnou vrstvou kovového vodíku

Jupiter tvoří husté planetární jádro různého složení prvků obklopeného vrstvou tekutého kovového vodíku s obsahem hélia a atmosférou molekulárního vodíku.^[25] Za tímto zjednodušením se ale stále skrývá řada tajemství a nejasností. Jádro se často popisuje jako kamenné, ale jeho skutečné detailnější složení je neznámé jako vlastnosti materiálů, které by ho měly tvořit za tlaků a teplot, jenž v jádře této obří planety musí panovat. V roce 1997 byla naznačena existence jádra gravitačním měřením,^[25] které naznačilo jeho hmotnost mezi 12 až 45 hmotnostmi Země, což odpovídá přibližně 3 až 15 % celkové hmotnosti Jupiteru.^[24][27]

Přítomnost jádra byla ale předpokládána i před tímto měřením aspoň po určitý čas historie planety, jelikož modely naznačovaly, že pro vznik planety musela na počátku vzniknout kameno-ledová protoplaneta, která by byla schopna svojí hmotností přitáhnout vodík a hélium z protosluneční mlhoviny. Za předpokladu, že tedy jádro na začátku historie planety existovalo, dá se spekulovat, že bylo obklopeno teplým kovovým vodíkem smíchaným s nataveným či tavícím se jádrem, čímž by se dostaly jeho stavební prvky do vyšších vrstev planety. Mohlo by se tak i stát, že jádro u dnešního Jupiteru neexistuje a že gravitační měření jsou chybná vlivem nekvalitních měření současnou technikou.^[25][28]

Nepřesnost modelů je spojena s chybou rozpětí u dosud měřených parametrů: jednoho z rotačních koeficientů (J₆), použitého k popisu gravitačního momentu planety, Jupiterovo rovníkového poloměru, a jeho teploty při tlaku 1 baru. Sonda Juno plánovaná na rok 2011 by měla přinést zpřesnění těchto údajů a tak učinit pokrok v pochopení problematiky Jupiterovo jádra.^[29]

Oblast hypotetického jádra je pravděpodobně obklopena hustým kovovým vodíkem, který by se měl rozkládat až do vzdálenosti 78 % poloměru planety.^[24] Procesem podobným dešti by hélium a neon měly prostupovat touto vrstvou sníženého zastoupení těchto prvků ve svrchní atmosféře.^[10][30]

Nad vrstvou kovového vodíku se nachází vrstva tekutého vodíku a dále pak vrsta plynného vodíku, která se rozšiřuje směrem dolů z vrstvy mračen do hloubky asi 1000 km.^[24] Namísto ostrého přechodu mezi těmito vrstvami vodíku bude nejspíše přechod pozvolný, kdy jedno skupenství vodíku bude volně přecházet do druhého bez jasně definované hranice.^[31][32] Tento hladký přechod se odehrává pokaždé, když je teplota nad kritickou teplotou, která je pro vodík pouhých 33 K.^[33] Teplota a tlak uvnitř Jupiteru postupně narůstají směrem k hypotetickému jádru. V oblasti fázového přechodu, kde se tekutý vodík zahřívá natolik, že se stává kovovým, dosahuje teplota nejspíše kolem 10 000 K a tlak dosahuje přibližně 200 GPa. Teplota na hranici jádra je odhadována na 36 000 K a tlak mezi 3000 až 4500 Gpa.^[24]

[editovat] Atmosféra

Atmosféra Jupiteru se skládá z přibližně 89,8 hmotnostních % vodíku a 10,2 % hélia.^[16] Atmosféra obsahuje stopové množství methanu, vodních par, amoniaku a „kamení“. Nalézají se zde také nepatrná množství uhlíku, ethanu, sulfanu, neonu, kyslíku, fosfinu a síry.^[15] Složení atmosféry se velmi podobá složení sluneční mlhoviny. Saturn má podobné složení, ale Uran a Neptun mají mnohem méně vodíku a hélia.

Jednotlivé pásy Jupiterovy atmosféry rotují různou rychlostí; tento efekt byl poprvé pozorován Cassinim (1690). Rotace Jupiterovy polární atmosféry je o 5 minut delší než rotace jeho rovníkové atmosféry. Navíc se pásy mraků různé šíře pohybují proti sobě ve směru stálých větrů. Na hranicích těchto konfliktních proudů vznikají bouře a turbulence. Rychlost větru dosahuje 600 km/h v nejhlubších místech měření za podmínek 20 atm přibižně 150 km pod vrcholkem oblaků.^[34]

[editovat] Vrstva mračen

Tato animace ukazuje pohyb pásů oblačnosti v atmosféře Jupiteru. Obrázek je zobrazen v kuželové projekci.

Jupiter je permanentně zakryt mračny tvořenými krystalky čpavku a pravděpodobně i hydrosulfidem amonným ((NH₄)SH). Mračna se nacházejí v tropopauze, kde jsou roztroušeny v různých výškách známých jako tropické oblasti. Ty se rozdělují mezi světlejší barevné zóny a tmavší pásy. Vzájemná interakce mezi těmito cirkulujícími skupinami se projevuje bouřemi a turbulencemi. Rychlost větrů dosahuje až 100 m/s v oblasti barevných zón,^[35] které mohou být každým rokem rozdílné co se šířky, barvy a intenzity týče, ale na druhou stranu jsou dostatečně stabilní, aby je mohli astronomové pozorovat po delší dobu a identifikovat je.^[19]

Vrstva mraků je mocná pouze 50 km a je tvořená dvěma vrstvami mračen: tenčí nižší vrstvou a silnější čiřejší vrstvou. Je možné, že se pod vrstvou čpavkových mračen nachází vrstva, kde jsou přítomné mraky tvořené vodním ledem, jak naznačují odrazy blesků zaznamenaných v atmosféře Jupiteru. (Voda je polární molekula, která může nést elektrický náboj, takže je schopná separovat kladné a záporné náboje a tak vytvořit blesk.)^[24] Takto vzniklé elektrické napětí může být tisíckrát silnější než blesky na Zemi.^[36] Bouře ve vodní vrstvě mračen by mohly vznikat vlivem tepla uvolňovaného ve spodních vrstvách planety.^[37]

Typické oranžové a hnědé zbarvení mračen Jupiteru je způsobeno výstupem sloučenin ze spodnějších oblastí, které jsou následně vystaveny ultrafialovému záření ze Slunce. Složení těchto sloučenin je v současnosti stále neznámé, ale předpokládá se, že budou složeny z fosforu, síry a pravděpodobně i uhlovodíků.^[24][38] Tyto barevné sloučeniny, známé jako chromofory, jsou částí teplejších spodních mračen. Zóny jsou tvořeny tehdy, když konvekční buňky tvořené krystalky amoniaku zakryjí nižší mračna.^[39]

Sklon rotační osy Jupiteru má za následek, že oblasti pólů dostávají méně sluneční radiace než oblasti v okolí rovníku. Proudění tepla probíhající uvnitř planety transportuje více energie do oblasti pólů, nicméně vyrovnává teploty ve vrstvách mračen.^[19]

[editovat] Velká rudá skvrna a další bouře

Tento dramatický pohled na Velkou rudou skvrnu a její okolí pořídila americká sonda Voyager 1 během průletu 25. února 1979 ze vzdálenosti 9,2 miliónu km. Na obrázku je možné pozorovat menší mračna o velikosti 160 km. Barvitý a vlnitý tvar nalevo od červené skvrny představuje oblast s proměnlivým vlnícím se pohybem v atmosféře. Pro lepší představivost rozměrů Jupiteru, malá oválná bílá bouře v atmosféře přesně pod Velkou rudou skvrnou má přibližně velikosti Země.

Podrobnější informace naleznete v článku Velká rudá skvrna.

Nejvíce známý útvar v atmosféře Jupiteru je Velká rudá skvrna, která je dlouhodobě stabilní anticyklinální bouře větší než Země v oblasti 22° jižní šířky. Existují důkazy, že skvrna byla jistě pozorována minimálně od roku 1831,^[40] a pravděpodobně dokonce již od roku 1665.^[41] Matematické modely naznačují, že skvrna je stálá a mohla by být dlouhodobě stabilní až permanentní útvar v atmosféře planety.^[42] Je dokonce i natolik velká, že je možné jí pozorovat pozemskými teleskopy, které mají clonu větší než 12 cm.^[43]

Skvrna obíhá v protisměru hodinových ručiček s rotační periodou okolo šesti dní.^[44] Velká rudá skrvna je velká v rozmezí 24–40 000 km × 12–14 000 km a je tedy tak velká, že by se do ní vešly dvě až tři Země v průměru.^[45] Skvrna vystupuje maximálně okolo 8 km nad okolní vrcholky mračen.^[46]

Bouře jako tato jsou typickým projevem v atmosférách plynných obrů. V atmosféře Jupiteru se současně vyskytují i bílé a hnědé skvrny, které jsou většinou bezejmenné. Bílé skvrny jsou pravděpodobně tvořeny relativně studenými mračny uvnitř svrchní atmosféry. Hnědé skvrny jsou naproti tomu nejspíše teplejší a nacházejí se v oblasti, kde se zdržují mračna. Tyto bouře mohou trvat od několika hodin až po stovky let.

Animace pořízená sondou Voyager 1 ukazuje její přibližování k planetě, pohyb atmosférických pásů a cirkulaci Velké rudé skvrny.

Již před přílety sond Voyager (prolétly v roce 1979) bylo patrné, že tyto skvrny nejsou spojeny s žádnými procesy vycházejícími z nitra planety, jelikož se skvrny chovají samostatně bez očividného vztahu k okolní atmosféře. Někdy se pohybují rychleji než okolní vrstvy, jindy pomaleji a mohou současně rotovat i na obě strany vůči okolí. V průběhu existujících záznamů je doloženo, že některé skvrny oběhly planety několikrát bez žádného náznaku spojení s atmosférou či se spodními oblastmi.

V roce 2000 vznikla v oblasti jižní polokoule bouře v atmosféře, která je velice podobná Velké rudé skvrně, ale která je menší. Vznikla jako výsledek sloučení několika menších bouří v jednu. Tři menší bílé bouře pozorované již od roku 1938 se spojily v listopadu 2005 a vytvořily tuto novou bouři, která byla pojmenována Ovál BA a pokřtěna přezdívkou Velká rudá skvrna junior. Od doby vzniku narostla její intenzita a došlo ke změně její barvy z bílé na červenou během prosince 2005.^[46][47][48]

[editovat] Magnetosféra

Podrobnější informace naleznete v článku Magnetické pole Jupiteru.

Jupiter má velmi rozsáhlou a silnou magnetosféru. Jeho magnetické pole lze vidět i ze Země, může se jevit až 5× větší než Měsíc v úplňku, přestože je mnohem vzdálenější. Je přibližně 14krát silnější než zemské, jeho intenzita se pohybuje v rozsahu 4,2 gausse (odpovídá 0,42 mT) v oblasti rovníku a 10 až 14 gaussů (1 až 1,4 mT) v oblastech pólů.