Planéta Jupiter

Jupiter má v slnečnej sústave výnimočné postavenie. Nielenže má najväčšiu hmotnosť zo všetkých planét, ale je dokonca 2,5 krát hmotnejší ako všetky planéty spolu. Slnkom s Jupiterom predstavujú 99,9% hmoty v slnečnej sústave. Väčšina hmoty, z ktorej vznikli všetky telesá slnečnej sústavy (okrem Slnka) sa sústredila do Jupitera. Dalo by sa povedať, že pri prvom priblížení sa naša sústava skladá iba z dvoch telies - Slnka a Jupitera.

Dráha a rotácia planéty

Jupiter obieha okolo Slnka vo vzdialenosti viac než päťkrát väčšej ako Zem, konkrétne jeho stredná vzdialenosť 778,3.106 km. Jeden obeh trvá 11,86 pozemských rokov. Excentricita dráhy je 0,04845. Rozdiel medzi aféliom a perihéliom je 74,8.106 km. Sklon k ekliptike je 1,3°. V konjunkcii je Jupiter vzdialený od Zeme 950 miliónov a v opozícii 600 miliónov kilometrov. Rotácia planéty svedčí o tom, že nielen viditeľný povrch ale aj vnútorná stavba je odlišná od terestrických telies. Podľa pohybu podrobností na povrchu je možné pomerne jednoducho stanoviť dve oblasti s odlišnou rotáciou. Miesta s nižšou jovigrafickou štruktúrou bývajú označované ako I. rotačný systém a rotujú rýchlosťou 9h 50m 30s. Miesta s vyššou šírkou, teda bližšie k pólom, tvoria tzv. II. rotačný systém s dobou rotácie 9h55m40s. Rotácia teda pripomína rotáciu Slnka. Táto podobnosť poukazuje na určitú, hoci vzdialenú zhodu vo vnútornej štruktúre oboch telies.
Údaje o rotácii planéty získané z optických pozorovaní nemusia verne odrážať skutočnú rotáciu planéty, pretože sú ovplyvnené prúdením v atmosfére (táto situácia je veľmi výrazná pri Venuši). Spoľahlivejšie údaje poskytuje sledovanie zmien v rádiovom žiarení planéty. Os magnetického poľa zviera s rotačnou osou uhol asi 11°.Vzhľadom k tomu, že magnetické pole výrazne ovplyvňuje rádiovú emisiu , objavujú sa vplyvom rotácie v žiarení Jupitera prijímanom na Zemi pravidelné variácie v intenzite i v smere polarizácie. Rotačná perióda bola touto metódou stanovená na 9h30m55s. Je zrejmé, že popísaná metóda umožňuje stanoviť vlastne rotáciu magnetického poľa. Pretože mechanizmus vzniku magnetického poľa pôsobí v hlbších vrstvách planéty, je asi táto hodnota najspoľahlivejšia.

Teleso planéty

Názory na vnútorné zloženie Jupitera sa v minulosti značne menili. Po dlhú dobu sa predpokladalo, že Jupiter je prevažne plynné teleso s malým pevným jadrom. Preto sa tiež zdôrazňovala podoba so Slnkom. Dnešná predstava je odlišná.

Jupiter je prevažne kvapalné teleso s pevným jadrom a atmosférou. Atmosféru tvorí plynný vodík a hélium, pod ňou sa nachádza kvapalná oblasť tvorená tekutým vodíkom a héliom. Jadro je pravdepodobne tvorené horninami a vodíkovým ľadom. Znamená to teda, že stavba Jupitera je úplne odlišná od terestrických telies ale aj od Slnka akokoľvek sa svojimi parametrami skôr blíži k hviezdam.
Naopak je veľmi pravdepodobné, že chemickým zložením sa Jupiter Slnku veľmi podobá. Pôvodná hmlovina, z ktorej vznikli planéty, mala určite vysoký obsah vodíka a hélia; ťažšie prvky boli v nej zastúpené v oveľa menšej miere. Dnešný pomer napr. pri terestrických telesách je však úplne odlišný, čo je možné pripísať jednak diferenciácii hmloviny a jednak tomu, že malé telesá ako Zem neboli schopné dlhodobo si udržať najľahšie prvky, teda najmä vodík. Naproti tomu Jupiter je masívny a má teda natoľko intenzívne gravitačné pole, že straty väčšiny zložiek boli po celých 4,6 miliardy minimálne. Dnešné zloženie Jupitera sa teda zrejme značne podobá zloženiu pôvodnej hmloviny.
Táto úvaha je podložená aj ďalšou okolnosťou. Jupiter má asi 1000krát väčší objem ako Zem, ale jeho hmotnosť je iba 318krát väčšia. To znamená, že hustota planéty je nižšia ako hustota Zeme, iba asi 1,33 g.cm-3. Preto musia prevažovať ľahké prvky, najmä vodík a hélium. Pre vytvorenie zodpovedajúceho modelu Jupitera je potrebné poznať pomer medzi týmito prvkami. Merania prevedené medziplanetárnymi sondami ukazujú, že tento pomer zhruba odpovedá pomeru na Slnku – jeden atóm hélia na desať atómov vodíka. Aj keď poznáme tento fakt, nie je ľahké dospieť k vhodnému modelu, pretože zatiaľ nie je dokonale známe správanie zmesi vodíka a hélia pri extrémnych tlakoch a teplotách aké sú vo vnútri Jupitera. Nízka hustota a rýchla rotácia (najrýchlejšia v slnečnej sústave) je príčinou výrazného sploštenia. Podľa posledných meraní vychádza rovníkový polomer planéty na 71 400 km a polárny polomer 67 000 km. Sploštenie na póloch teda vychádza na 4 400 km, čo je v porovnaní so Zemou hodnota veľmi vysoká. Pre porovnanie: tvar Zeme a Jupitera by sa dal vyjadriť ako elipsoid. Potom pre Zem platí hodnota numerickej excentricity 0,081082 a pre Jupiter 0,443330. Sploštenie je však dané okrem iného rozdielnou hustotou vnútri planéty; toto rozdelenie sa musí nutne prejaviť aj na vonkajšom gravitačnom poli. Potom je detailné štúdium gravitačného poľa Jupitera jedným z nástrojov pre zistenie vnútornej stavby planéty.
Názory na vnútornú stavbu sa v minulosti značne líšili.

Prelet sond Pioneer 10 a Pioneer 11 okolo Jupitera a údaje o tom ako Jupiter ovplyvnil ich dráhu poskytli možnosť vytvoriť prvý nešpekulatívny model vnútornej stavby planéty. V tomto modeli sa predpokladá, že v strede planéty leží malé pevné jadro skladajúce sa zo silikátov a železa. Tlak a teplota sú tu veľmi vysoké, dosahujú hodnoty až 107 MPa a 30 000 až 35 000 K. Najmä vysoký tlak bol v minulosti príčinou toho, že sa hypotetické pevné jadro pokladalo za útvar zložený z pevného vodíka ( existencia vodíka v pevnom skupenstve s kryštalickou mriežkou obdobnou kryštalickej mriežke kovov nie je zatiaľ definitívne dokázaná, ale niektoré laboratórne pokusy vo fyzike vysokých tlakov skutočne poukazujú na to, že táto forma vodíka môže za extrémnych podmienok vznikať a pretrvávať ). Dnes sa skôr predpokladá jadro silikáto-železné, a to najmä z kozmologických príčin – ak je zloženie Jupitera totožné so zložením Slnka, musí táto planéta obsahovať i určitý podiel ťažkých prvkov. Vzhľadom k väčšej hustote sa potom ťažšie prvky koncentrujú v jadre planéty. Otázka pevného vodíka zostáva otvorená; tento záver platí aj pre celé jadro, pretože jeho existenciu nemožno dokázať z gravitačných štúdií.
Nad hypotetickým jadrom sa nachádza hrubá vrstva skladajúca sa prevažne z vodíka. Táto vrstva tvorí rozhodujúcu časť objemu i hmoty Jupitera. Vodík je v nej rozdelený do dvoch vrstiev, pričom v oboch je kvapalný ale v rôznych fyzikálnych stavoch. Spodná vrstva siaha od jadra do vzdialenosti 46 000 km od stredu planéty a skladá sa z kovového kvapalného vodíka. V kovovom kvapalnom stave je vodík disociovaný na atómy a kvapalina je dobrým vodičom elektrického prúdu. Na hornej hranici tejto vrstvy klesá tlak asi na 300 MPa a teplota na 11 000 K. Ďalej, asi vo vzdialenosti 70 000 km od stredu, siaha druhá vodíková vrstva. Jej hlavnou zložkou je kvapalný molekulárny vodík. Poslednú vrstvu, hrubú asi 1000 km, potom tvorí atmosféra.

Vlastné žiarenie Jupitera

Už dlhšiu dobu je známe, že Jupiter vyžaruje viac ako dvojnásobné množstvo energie, ako prijíma od Slnka. Je teda nutné hľadať zdroj energie, ktorý pracuje vo vnútri planéty. Bolo navrhnutých mnoho hypotéz, ktoré sa snažili pozorovaný dej vysvetliť. Dnes sa väčšinou prijíma vysvetlenie, podľa ktorého ide o zbytkové teplo z dôb vzniku planéty, ktoré sa uchovalo vďaka jej ohromnej hmotnosti. Predchádzajúca hypotéza, ktorá tvrdila, že sa Jupiter postupne zmršťuje vplyvom pokračujúcej premeny kvapalného vodíka na vodík pevný v jadre a úbytok potenciálnej energie sa prejavuje žiarením, je dnes pri kvapalnom modeli neprijateľná.

Možno ju však prijať v trochu pozmenenej forme – planéta sa postupne ochladzuje a zmršťuje sa – k vysvetleniu pozorovanej emisie stačí zmršťovanie rýchlosťou 1 mm za rok. Niektoré ďalšie hypotézy, založené napríklad na rozpade rádioaktívnych izotopov sa zdajú byť veľmi nepravdepodobné.
Nech je už mechanizmus uvoľňovania energie vo vnútri Jupitera akýkoľvek, je jasné, že uvoľňované teplo sa prenáša na povrch konvekciou. Prevažná väčšina hmoty sa podieľa na tomto konvektívnom prenose. Tu je možné hľadať zdroj veľmi silného magnetického poľa planéty. Množstvo premiestňovanej hmoty musí byť obrovské; pohyb týchto más, obsahujúcich aj určité percento elektricky nabitých častíc ( pohyb ovplyvňovaný Coriolisovými silami ), predstavuje mohutné elektrické prúdy. Indukciou potom vznik pozorované magnetické pole. Tento mechanizmus je teda sčasti obdobou mechanizmu vzniku zemského magnetického poľa; neistota v detailnom vysvetlení týchto pochodov v oboch prípadoch veľmi vysoká.
Teplota na viditeľnom povrchu Jupitera, teda na hornej hranici oblakov je napodiv podľa meraní sondy Pioneer takmer všade rovnaká, a to 125 plus mínus 30 K ( - 147 plus mínus 30 °C. Znamená to teda, že prívod energie z vnútra planéty je v oblasti rovníka o niečo slabší ako v oblasti pólov, pretože by totiž vzhľadom k dopadajúcemu slnečnému žiareniu musela byť teplota na rovníku vyššia. Atmosféra

Viditeľný povrch Jupitera má charakteristický vzhľad dobre viditeľný aj pri pozorovaní pozemskými ďalekohľadmi. Striedajú sa na ňom svetlé a tmavé pruhy rovnobežné s rovníkom. Ich šírka sa postupne smerom k pólom zmenšuje. Tmavé pruhy sú označované ako pásy a pruhy svetlé ako pásma. Všetky tieto útvary sú najzreteľnejšie a tiež najstabilnejšie v nízkych jovigrafických šírkach. Smerom na juh a na sever sú menej nápadné a najmä ďaleko nestálejšie. Pásová štruktúra je výsledkom intenzívnej konvekcie a rýchlej rotácie planéty. Svetlé pásma sú pravdepodobne vrcholky stúpavých konvektívnych prúdov, zatiaľ čo tmavé pásy predstavujú miesta, kde sa ochladený plyn klesá do hlbších vrstiev planéty. Tejto predstave odpovedajú i teploty namerané sondami Pioneer, keď napríklad pre južný rovníkový pruh vyšla teplota 124,1 K a pre južné tropické pásmo 127,7 K.
Podľa nových meraní sa ukazuje, že iba štyri hlavné pásy a päť pásiem je dlhodobo stabilných. Ostatné útvary sú natoľko premenlivé, že ich klasifikácia, prevádzaná v minulosti veľmi podrobne, je dosť sporná. Zhruba od 5O° južnej a severnej jovigrafickej šírky pásová štruktúra prakticky mizne a je nahradená nevýraznou štruktúrou polárnych oblastí.

Vzhľad polárnych oblastí pripomína granuláciu slnečného povrchu a možno sa domnievať, že podobnosť nie je náhodná – v oboch prípadoch ide o výsledok konvekcie – prenos tepla. Z pozemských pozorovaní nebolo možné spoľahlivo stanoviť prevládajúce farby jednotlivých útvarov na Jupiteri – v ďalekohľade pripomína obraz Jupitera skôr čiernobielu snímku. Farebné snímky urobené sondami však ukázali, že Jupiter je nesmierne farebný. Pre svetlé pásma sú typické odtiene od čisto bielej až po tmavo žltú, pásy vykazujú celú radu odtieňov červenohnedej.
Pri pohľade zblízka sa tiež ukázalo, že pre povrch planéty sú typické nielen pruhy ale tiež rad najrôznejších oválnych škvŕn, vírov, slučiek a nepravidelných útvarov, ktoré hýria širokou škálou farieb od bielej cez hnedočervenú až po červenú. Najznámejšia z pozemských pozorovaní je Veľká červená škvrna nachádzajúca sa z väčšej časti v južnom tropickom pásme, ktorá sa vyznačuje nápadnou červenou farbou. Tento útvar pozoroval už v roku 1665 Cassini, čo znamená, že škvrna zotrváva na tom istom mieste najmenej posledných 300 rokov. Má stálu šírku, asi 14 000 km, ale jej dĺžka sa pohybuje medzi 30 000 a 40 000 km v perióde niekoľko rokov.
Problém vysvetlenia vzniku Veľkej červenej škvrny trápi astronómov už mnoho rokov. Jedným z možných vysvetlení bola hypotéza, že škvrna je akousi stabilnou vlnou v atmosfére, ktorá sa vytvára pri prechode atmosférických prúdov nad nejakou vyvýšeninou, teda vzdialenou obdobou jedného typu pozemského horských mračien. Ak však prijmeme kvapalný model, na ktorom nemôžu byť žiadne vyvýšeniny ani depresie, je táto hypotéza vylúčená. Pravdepodobnejšia je predstava, že Veľká červená škvrna je cyklonálna porucha, teda obdoba pozemských hurikánov. Na Zemi si cyklóny zachovávajú svoju intenzitu v dobe, keď sa pohybujú nad morom. Jupiter žiadne pevniny nemá, a preto by na ňom cyklón mohol pretrvávať veľmi dlhú dobu. Naviac je možné, že časová stabilita podobnej poruchy je funkciou jej rozmerov. Nezanedbateľnou okolnosťou môže byť to, že Veľká červená škvrna je v takej jovigrafickej šírke, ktorá môže byť oblasťou hurikánov. Sondy Pioneer tiež ukázali, že Veľká červená škvrna je výnimočná iba svojou obrovskou rozlohou. Na povrchu planéty bolo objavených niekoľko ďalších podobných ale menších útvarov. Vcelku je nespochybniteľné, že v atmosfére Jupitera, napriek jej zloženiu a hustote, čím sa absolútne nepodobá atmosfére zemskej, prebiehajú mnohé deje analogicky. Napríklad cyklonálne poruchy poznáme z troch planét – Zem, Jupiter a dokonca aj Mars. Intenzita a rozmery sú na Jupiteri podstatne vyššie.

Odpovedajúci model dejov v atmosfére však vytvorený doteraz nebol.
Ďalšou zvláštnosťou atmosféry je jej farebnosť. Snímky sond priniesli veľké prekvapenie. V ovzduší planéty bolo najskôr dokázaných päť zložiek – vodík, hélium, amoniak, metán a vodné pary. Všetky tieto plyny sú však bezfarebné. Musia byť preto prítomné iné zložky, ktoré zabezpečujú túto farebnosť. Možnými kandidátmi sú: sulfidy amoniaku, voľné radikály, rôzne organické zlúčeniny a komplexné anorganické polyméry. Všetky tieto látky môžu vznikať vo vyšších vrstvách atmosféry. Problém je však v tom, že musia vznikať rýchle a vo veľkých množstvách. Vzhľadom k intenzívnej konvekcii sú strhávané do nižších vrstiev, kde sa vplyvom vyššej teploty rozkladajú. Tento úbytok musí byť neustále nahradzovaný; konečné vysvetlenie zatiaľ nie je známe.
Už dlhšiu dobu je známe, že Jupiter má veľmi silné magnetické pole. Jeho indukcia na hranici oblačnej vrstvy kolísa od 3.10-4 do 14.10-4 T ( na povrchu Zeme od 3.10-4 do 0,8.10-4 T ). Vyššia hodnota je pritom pri póloch. Toto pole má do vzdialenosti troch polomerov vzhľad klasického magnetického dipólu. Nad touto hranicou sa situácia podstatne mení. Sondy zistili kvadrupólové a oktupólové momenty, tj. charakteristické prvky pre magnetické pole so štyrmi resp. ôsmymi pólami. Je pravdepodobné, že ich vznik súvisí s pohybmi kovového vodíka. Ich štúdium je však obtiažne, pretože ich intenzita klesá so vzdialenosťou rýchlejšie ako pri dipóle ( pri dipóle s treťou mocninou, ale pri kvadrupóle s štvrtou a pri oktupóle dokonca s piatou mocninou vzdialenosti ). Magnetosféra je výrazne ovplyvňovaná rýchlou rotáciou planéty. Okrem toho tu pôsobí interakcia magnetického poľa so slnečným vetrom a ďalej s niektorými najbližšími mesiacmi. Hranica, kde je tlak slnečného vetra v rovnováhe s tlakom magnetosféry a magnetickej plazmy, sa nazýva magnetopauza. Keďže je rýchlosť slnečného vetra vzhľadom k Jupiteru nadzvuková, vytvára sa nad magnetopauzou rázová vlna. Z tejto oblasti tiež vychádza kozmické žiarenie Jupitera. Celkový tvar magnetosféry Zeme a Jupitera je veľmi podobný. V prípade Zeme sa magnetopauza vytvára vo vzdialenosti 70 000 až 80 000 km, zatiaľ čo u Jupitera je to takmer 100-krát ďalej. Tento rozdiel sa vysvetľuje vyššou intenzitou magnetického poľa Jupiteru a nižšou intenzitou slnečného vetra v jeho oblasti ( intenzita klesá s druhou mocninou vzdialenosti ).
Sondy tiež odhalili, že Jupiter je obklopený prstencami. Sú oveľa subtílnejšej stavby ako má napr. Saturn. Sú tlsté asi 30 km a široké celkom 8 000 km a ležia vo vzdialenosti asi 1,8 polomeru planéty.

Hustota hmoty je veľmi nízka a zároveň rozmer častíc sa pohybuje v intervale 8 až 10 mikrometrov, čo je v porovnaní so Saturnom, kde sú centimetrové častice, veľký rozdiel. Preto sa uvažuje o tom, že aj mechanizmus vzniku je odlišný. Je niekoľko hypotéz: ide o medziplanetárny materiál zachytený gravitačným poľom, materiál vymrštený pri impaktoch na mesiacoch alebo po erupciách na mesiaci Io.