Atmosféra Jupitera

Atmosféra Jupitera je plynný obal planéty Jupiter ohraničený zo spodnej strany jeho plášťom. Nakoľko Jupiter je joviálna planéta, nemá nijaký pevný povrch, len atmosféru, ktorej hustota a teplota smerom k stredu pomaly narastá a prechádza do plášťa.

Pohyb atmosférických útvarov Jupitera

Atmosféra Jupitera je tvorená predovšetkým vodíkom, héliom a malou prímesou uhlíka, kyslíka, dusíka, síry a fosforu. Jej hrúbka je podľa rôznych zdrojov 1 000 km až 4 000 km. Vonkajší pozorovateľ dokáže vidieť len jej horné vrstvy. Svojim chemickým zložením sa Jupiterova atmosféra podobá zloženiu hviezdnych atmosfér, ale z dôvodu oveľa nižšej teploty sú v nej zastúpené aj chemické zlúčeniny ako napríklad amoniak a vodná para. Rôzne farebné chemické zlúčeniny vytvárajú pestro sfarbené oblačné štruktúry. Najväčšími štruktúrami v Jupiterovej atmosfére sú svetlé zóny a tmavé pruhy (pásy), ktoré sa utvorili následkom búrlivej konvekcie a rýchlej rotácie planéty. Možno ich pozorovať zo Zeme aj malým ďalekohľadom podobne ako najväčší búrkový útvar v Jupiterovej atmosfére – Veľkú červenú škvrnu.

Chemické zloženie

Okrem dominantného vodíka (87 % – 94 %) a hélia (6% – 12,8%) sa v atmosfére nachádzajú ďalšie zlúčeniny, často bohaté na vodík: NH₃ (čpavok), CH₄ (metán), C₂H₆ (etán), C₂H₂, H₂O (voda), PH₂, HNC.CO a GeH₄. Mnohé z týchto látok sa vytvorili pod vplyvom ultrafialového žiarenia Slnka, elektrickými výbojmi, ale aj pri bombardovaní iónmi a elektrónmi z radiačných pásov Jupitera. Všetky tieto faktory rozbíjajú molekuly dominantných chemických zlúčenín – metánu a čpavku a vznikajú voľné radikály, ktoré reagujú za vzniku ďalších látok, napríklad etánu a acetylénu. Spektrografom však v atmosfére nebol zistený žiadny sírovodík, hoci sa predpokladalo, že Jupiterova atmosféra ho obsahuje veľa najmä v najvyšších vrstvách.

Vodík a hélium sú bezfarebné plyny, na sfarbení atmosféry sa preto podieľajú hlavne jej prímesi.

Chemické zloženie Jupiterovej atmosféry je pôvodné (prvotné). Pri teplotách okolo -140°C, ktoré panujú na vrcholkoch mrakov nedokázali vodík a hélium uniknúť do okolitého priestoru, ako sa to stalo napríklad v atmosfére Zeme.

Oblačnosť

Veľká červená škvrna a jej okolie zo sondy Voyager 1

Oblaky na Jupiteri sú zložené z kryštalického amoniaku, hydrosulfidu amoniaku, a ľadu. Vrcholky najvyšších mrakov sú červené kvôli anorganickým polymérnym zlúčeninám fosforu, ktoré sa do nich dostávajú s výstupnými prúdmi. Pod nimi sú biele vrstvy, nižšie sú hnedé a najnižšie pozorovateľné oblasti majú modré sfarbenie. Rozdielne sfarbenie mrakov spôsobuje okrem rôznych farebných prímesí aj meniaca sa teplota. Smerom do hlbších vrstiev atmosféry postupne klesá množstvo slnečného žiarenia, ale zvyšuje sa teplota, pretože Jupiter má vlastný vnútorný zdroj tepla.

Pásy a zóny

Pod vplyvom rotácie Jupitera, ktorá má najvyššiu rýchlosť medzi planétami, sa oblaky sústreďujú do extrémne širokých pruhov celoplanetárneho charakteru. Siahajú do hĺbky asi 50 km. Najširší rovníkový pás je široký asi 15 000 až 20 000 km, čo je viac ako priemer Zeme. Pásy a zóny sa striedajú smerom k obom pólom, ale zhruba nad 50° severnej a južnej šírky sa táto štruktúra stráca. Polárne oblasti majú nevýraznú štruktúru podobnú slnečnej granulácii. Smerom k pólom klesá tiež rotačná rýchlosť jednotlivých pásových štruktúr, pretože Jupiter má diferenciálnu rotáciu.

V priebehu dní, týždňov až rokov sa pásy a zóny pomaly menia, ale ich základná štruktúra je z dlhodobého hľadiska stála. Štyri hlavné pruhy a päť zón je dlhodobo stabilných. Najkratšiu životnosť majú naopak tmavé a svetlé škvrny a prúžky, o niečo dlhšiu biele ovály. Najstabilnejšou a najväčšou štruktúrou je okrem pásiem Veľká červená škvrna (v angličtine Great Red Spot), oválny útvar v južnom tropickom pásme (podľa iného zdroja v južnom miernom páse). Jej šírka je 12 000 km, dĺžka 20 000 km a okrem toho, že obieha planétu, tiež rotuje a to v prográdnom smere. Oblaky v nej vystupujú 8 km nad okolité mračná.

V júli 2009 sa v atmosfére Jupitera objavila nová tmavá škvrna. Na základe snímok infračerveného teleskopu na Mauna Kea sa predpokladá, že tento úkaz je následkom kozmickej zrážky Jupitera s iným telesom. Je možné, že ide o dopad kométy, podobný zrážke kométy Shoemaker-Levy 9 s Jupiterom v roku 1994.

Galileo JEP

Atmosférické puzdro Galileo JEP po oddelení od materskej sondy (umelecká predstava)

Priame informácie z vnútra Jupiterovej atmosféry poskytla vedcom sonda Galileo JEP (Jupiter Entry Probe), ktorá priletela k Jupiteru ako súčasť materskej orbitálnej sondy Galileo. Táto malá sonda mala tvar kužeľa s najväčším priemerom 1,25 m a hmotnosť 335 kg. Od svojej materskej sondy sa oddelila 13. júla 1995. 7. decembra toho istého roku potom vstúpila do atmosféry na súradniciach 6.57° s.š., 4.94° z.d.. Počas preletu jej vrchnými vrstvami ju chránil ablatívny tepelný štít z fenolovej živice, ktorý bol krátkodobo schopný vydržať teploty až 14 000 °C. V nižších vrstvách atmosféry sa otovrili stabilizačný padák a hlavný padák. Namerané údaje vysielalo toto zostupové puzdro na materskú orbitálnu sondu a tá ich predávala na Zem staniciam systému DSN (Deep Space Network).

Po odhodení tepelného štítu a rozprestretí padáku sonda prelietala v miestnom večernom súmraku hnedou hmlou. Potom sa ponorila do bielych oblakov zmrznutého čpavku. Zostúpila do hĺbky asi 130, kým ju nezničila okolitá teplota a tlak. Okolitá teplota bola v týchto miestach 152 °C a tlak mal hodnotu 2,3 MPa. odhaduje sa, že po skončení vysielania zanikol najskôr padák, potom časti z hliníkových zliatin a neskôr aj časti z titánových zliatin. 8. decembra v čase najneskôr 07:00 UT puzdro úplne prestalo existovať.

O sedem rokov neskôr zanikla v atmosfére Jupitera aj materská orbitálna sonda. Bola do nej navedená zámerne na konci svojej činnosti.

Referencie

Astronomický portál Portál slnečná sústava Portál vied o Zemi