Plynné planety > Jupiter > Atmosféra Jupitera

Atmosféra Jupitera

Sonda Galileo v atmosféře Jupitera

Když sonda Galileo vstupovala do atmosféry, jednalo se o  nejobtížnější vstup tělesa vyrobeného člověkem do atmosféry tělesa sluneční soustavy. Po sedmileté cestě sluneční soustavou, obrovském zrychlení na rychlost 170 700 km/hod gigantickým gravitačním polem Jupitera, vstoupilo pouzdro sondy Galileo úspěšně 7. 12. 1995 ve 22 h 4 m UT do atmosféry této obří planety. Během prvních dvou minut tohoto mimořádně obtížného vstupu se ochranný štít pouzdra ohřál na dvojnásobnou teplotu, než která je na povrchu Slunce a přitom na něj působily síly rovnající se 230 G (230 krát větší než zemská gravitace). To způsobilo, že sonda začala pomalu klesat atmosférou Jupitera. Od mateřské sondy Galileo se pouzdro oddělilo 13. července 1995 a oba k Jupiteru dorazily po nepatrně odlišných trajektoriích. Galileo Orbiter se tak stal první kosmickou sondou, která začala kroužit kolem Jupitera. Stalo se tak několik hodin poté, co pouzdro sestoupilo do atmosféry planety.

Sonda Galielo a Jupiter
Pouzdro sondy Galileo nabírá rychlost díky přitažlivé síle Jupitera

Radiový signál od pouzdra byl vysílán nejméně 57,6 minut. Když rychlost pouzdra dosáhla 3 000 km/hod, byly vystřeleny padáky a odhozeny žhavé ochranné štíty. Začalo přímé měření atmosféry a vysílání dat přes radiovou linku spojující pouzdro s mateřskou sondou Galileo, nacházející se 215 000 km nad ním. Sestupné sekvence byly úspěšně vykonány, ale do dnešního dne není znám důvod, proč vědecká měření začala o 53 sekund později. Tato prodleva znamenala, že přímá měření atmosféry začala ve větší hloubce pod povrchem než bylo původně plánováno. Měření začalo na tlaku 35 kPa (0,35 násobek atmosférického tlaku na Zemi, na hladině moře), tedy na úrovni nebo pod odhadovanou horní vrstvou mraků. Původně se předpokládalo, že měření začne na úrovni 10 kPa. Pouzdro v atmosféře vysílalo data k  Orbiteru, ten je nahrával do paměti palubního počítače a na páskový rekordér, aby mohly být později odvysílány k Zemi. Datový přenos mezi oběma sondami trval 57,6 minut. Během této doby pouzdro kleslo do hloubky 600 km pod horní oblačnou pokrývku planety a nakonec byly přístroje zničeny extrémními podmínkami okolního prostředí.

Sestup sondy atmosférou
Sestup sondy atmosférou, komunikace trvala zhruba 57 minut, poté byla sonda zničena extrémními podmínkami

Všechna data získaná pouzdrem byla bezpečně uložena v počítačové paměti Orbiteru a úspěšně přijata na Zemi (vysílání většiny kompletních dat z páskového rekordéru začalo v týdnu od 22. ledna 1996). Analýza dat ukázala, že všechny vědecké přístroje pracovaly dobře a pořídily cenná měření komplexní struktury Jupiterovy atmosféry a vnitřních oblastí radiačních pásů planety. Šest vědeckých přístrojů měřilo rychlost větru a získávalo souhrnné informace o  podmínkách panujících až 200 km pod viditelnou oblačnou pokrývkou planety. Na pouzdře bohužel nebyla umístěná kamera.

Proč vlastně bylo pouzdro do Jupiterovy atmosféry vysláno? Před příletem sondy Galileo k planetě bylo nejasných mnoho základních otázek kolem povahy samotné planety, protože celý povrch je zahalen do oblačné pokrývky, kterou pozorujeme ze Země, nebo ji vyfotografovaly kosmické sondy Voyager nebo Pioneer. Jupiter, největší planeta naší sluneční soustavy, nazývaná též obří plynnou planetou je složena zejména z vodíku a hélia. Nemá pevný povrch jako naše Země nebo planety zemského typu. Kromě toho má Jupiter velmi silné gravitační pole, které původní materiály, ze kterých vznikly plyno-prachové mraky, "uvěznilo" na planetě. Oproti tomu naše Země tento prapůvodní materiál již ztratila. Proto bylo potřebné přesně určit složení planety Jupiter. Vědci předpokládají, že tak budou moci lépe porozumět otázce formování planet a vzniku sluneční soustavy.

Nový silný radiační pás

Šest hodin předtím než pouzdro vstoupilo do atmosféry, 155 dnů po oddělení od mateřské sondy Galileo byly prováděny činnosti připravující pouzdro ke vstupu do atmosféry. Tři hodiny před vlastním vstupem začal jediný vědecký experiment pouzdra, který se netýkal studia atmosféry. Přístroj EPI (Energetic Particle Instrument) začal měřit v dříve neprozkoumané vnitřní oblasti Jupiterovy magnetosféry radiaci (vysoce energetické nabité částice). Magnetosféra zabírá obrovskou oblast kolem planety, ve které magnetické pole Jupitera převyšuje meziplanetární magnetické pole Slunce. Jupiterova atmosféra je daleko největší ze všech ve sluneční soustavě a její magnetické pole a radiační pásy jsou daleko nejsilnější. I Země má své vlastní radiační pásy, známé jako van Allenovy pásy. Radiační pásy Jupitera jsou tak silné, že byly omezujícím faktorem pro Galileo Orbiter. Ten kolem planety krouží v poměrně velké výšce nad vrcholky mraků, neboť vystavení elektroniky sondy účinkům radiace v menších výškách by vedlo k jejímu zničení. Přistroj EPI objevil nový intenzivní radiační pás mezi Jupiterovým prstencem a horní částí atmosféry. Tento pás je přibližně 10 krát silnější než pozemské van Allenovy radiační pásy. V tomto radiačním pásu došlo k  překvapivému objevu vysoce energetických iontů helia, jejichž původ je dosud neznámý. Další analýza těchto objevů nám pomůže více pochopit strukturu Jupiterovy magnetosféry a jeho radiových emisí na vysokých frekvencích. Mnoho těles ve vesmíru (hvězdy, galaxie, pulsary, apod.) mají rozsáhlá magnetická pole. Takže studium obzvláště silné Jupiterovy magnetosféry nám pomůže určit jejich původ.

Radiační pás u Jupitera
Sonda objevila nový radiační pás mezi prstencem Jupitera a atmosférou

Měření teploty, tlaku a větru

Jakmile se pouzdro ponořilo do Jupiterovy atmosféry, začal pracovat přístroj ASI (Atmosphere Structure Instrument), aby prozkoumal horní oblasti atmosféry a jejich vliv na pohyb pouzdra. Cílem tohoto výzkumu bylo měření teploty, tlaku a hustoty Jupiterovy atmosféry v místech, kudy pouzdro prolétalo. Takové informace jsou nezbytné pro pochopení struktury atmosféry a interpretaci výsledků dalších experimentů. Teplota a tlak byly přímo měřeny během fáze padákového sestupu. První výsledky ukázaly, že je hustota a teplota v  horní atmosféře významně vyšší, než se očekávalo. Zdá se, že pro vysvětlení tohoto zjištění bude nutné uvažovat ještě další zdroj tepla kromě Slunce, který ohřívá horní vrstvy atmosféry. Teplota ve spodních částech atmosféry odpovídala předpokládaným hodnotám. Vertikální změny teploty v rozsahu tlaku 600 kPa až 1,5 MPa (to je asi 90 - 140 km pod viditelnou vrstvou mraků) ukázaly, že spodní atmosféra je sušší než se očekávalo a je konvektivní. Další důležité zjištění přístroje ASI bylo měření vertikální rychlosti větru ve spodních vrstvách atmosféry. Výsledky ukázaly, že ve spodních vrstvách panuje vysoká turbulence. Poslední data byla vyslána z  hloubky, kde je tlak 2,3 MPa a teplota 152°C. Tyto první výsledky měření přístroje ASI mají různě důležité dopady. Zdá se, že vzestupné a sestupné větry jsou mnohem silnější, než se očekávalo. To vyžaduje revizi našich představ o úniku energie z Jupiterova nitra. Konečně, také naše představy o abundanci a rozdělení vody v Jupiteru musí byt opraveny.

Struktura Jupiterovy atmosféry
Struktura Jupiterovy atmosféry, obrázek ukazuje rozsah teplot a tlaku v místě, kde se pohybovala sonda

Průhlednost atmosféry

Dosud jsme pozorovali Jupiterova oblaka z dálky. Identifikovat a pochopit jejich původ však můžeme pouze z bezprostřední blízkosti. Přistroj nazývaný NEP (Nephelometer) detekoval a charakterizoval částice, které tvoří mračna z bezprostřední blízkosti. Experiment spočíval v tom, že svazek laserového záření byl vysílán na malé zrcátko nacházející se na druhé straně pouzdra, od kterého se odrážel zpět do přístroje. Studiem množství světla, které přístroj vyslal a které bylo rozptýleno, mohly být detekovány a charakterizovány částice, tvořící Jupiterova mračna. Již první výsledky přinesly několik překvapení. Oproti očekávání nebyla detekována žádná silná a hustá mračna, která by se tam měla nacházet podle teleskopických pozorování, bezprostředního měření kosmických sond a teoretických modelů. Podél sestupné trajektorie pouzdra byly detekovány pouze velmi malé koncentrace mračen a páry. Dobře definovaná a zřetelná oblačná struktura byla nalezená pouze jedna a zdá se, že tato hladina odpovídá již dříve předpovězené vrstvě mraků z hydrosulfidu amonného. Pozorovaná oblačná struktura je velmi odlišná od té, kterou by astronomové očekávali a zdá se, že budou muset přepracovat své teorie oblačných útvarů na Jupiteru. Na základě těchto a dalších pozorování vyvstala jedna důležitá otázka: "Bylo místo vstupu pouzdra do Jupiterovy atmosféry reprezentativním vzorkem pro celou Jupiterovu atmosféru?"

Jupiterova oblačnost
Jupiterova oblačnost, v pravé části obrázku (nad slovem "Expected") je zobrazena očekávaná oblačnost a vlevo je to, co se ve skutečnosti naměřilo

Přístroj NFR (Net Flux Radiometer) registroval proměnné množství slunečního světla a proměnné množství infračerveného ("tepelného") záření v závislosti na hloubce. Toto měření může astronomům pomoci při detekci jednotlivých hladin mraků, určení hnacího zdroje větru a také detekci vodní páry. Při jasném pozemském dni je ve směru, kde se nachází Slunce, obloha dosti jasná. Méně jasná je v ostatních směrech. Jestliže máme na Zemi velmi zataženo, obloha je téměř stejně jasná ve všech směrech. Určit směr, kde se nachází Slunce, se stává velmi obtížné. Přistroj Net Flux Radiometer tohoto efektu spolu s rotací sondy využíval k určování největších oblačných hladin. Až do úrovně tlaku 60 kPa přístroj registroval velké změny jasnosti oblohy v  různých směrech. Po překročení této hranice změny jasnosti prudce ustaly. To znamená, že hladina mraku, která byla dříve předpovídána jako amoniaková mračna, odpovídá podle očekávání nejhornější oblačné hladině planety. Žádné další oblačné hladiny nalezeny nebyly - zejména tenoučká vrstva mraků, zaregistrovaná přístrojem NEP. Ta v tomto experimentu pozorována nebyla. Mimo to, oblaka, která pozoroval přístroj NFR, nebyla pozorována přístrojem NEP. Takovýto protiklad může být vysvětlen tak, že měření částic tvořící mračna z přístroje NEP probíhalo v bezprostřední blízkosti pouzdra a přístroj NFR oblaka měřil na velkou vzdálenost. Nejjednodušší vysvětlení těchto výsledků se zdá být takové, že mraky jsou roztrhané a pouzdro prolétalo zrovna oblastí, kde je "jasno". Podle NFR se zdá, že je oblačná struktura ohřívána z vnitřního zdroje tepla planety a to má také vliv na původ jupiterových větrů. Nutno však zopakovat, že se oblačná struktura v  místě vstupu pouzdra sondy zdá být velmi odlišná od toho, co se očekávalo. Modely oblačných útvarů na planetě Jupiter musí být přepracovány.

Výsledky z přístroje NFR
Přístroj NFR měřil průhlednost mračen v  Jupiterově atmosféře a zjistil, že výsledná měření nejsou v souladu z  přístrojem NEP. Vysvětlení, NEP měřil v blízkosti sondy, kde se oblačnost nemusela vyskytovat, NFR měřil oblačnost z globálního hlediska.

Silné větry

Dřívější studie pohybu mračen na Jupiteru ukázaly, že zde existuje velmi neobvyklé proudění větru. Na rozdíl od systému proudění na Zemi tam vládnou silné střídavé východně-západní proudy. Původ jupiterových větrů je dosud neznámý, z velké části proto, že nejsme schopni nahlédnout pod nejhornější oblačnou pokrývku atmosféry. V experimentu nazývaném Doppler Wind Experiment byly registrovány změny frekvence radiového signálu vzhledem k pohybu pouzdra (využíval se zde tzv. Dopplerův efekt, jev, který můžeme také pozorovat, posloucháme-li pískající vlak, když k nám přijíždí a když se od nás vzdaluje). Podle takových měření můžeme usoudit na vertikální změny větru v atmosféře, což nás přivede na stopu k určení původu větru. První výsledky tohoto experimentu ukazují, že rychlost větru pod mraky je 540 km.hod-1 a na výšce přibližně nezávisí. Tyto výsledky mají hluboké důsledky. Jedním z důsledků je to, že větry na Jupiteru nevznikají ohřevem od Slunce nebo od kondenzace vodní páry, tedy podobně jako vítr vzniká na Zemi, ale pravděpodobným pohonným mechanismem větrů na této planetě je unikání tepla ze zdroje, který se nachází v nitru.

Větry na Jupiteru
Experiment Doppler Wind Experiment zjistil velice zajímavou věc, větry na Jupiteru nevznikají podobně jako na Zemi, tj. teplem od Slunce nebo kondenzací vodních par, ale jsou způsobené unikáním tepla ze zdroje, který se nachází v nitru.

Bouřková aktivita na Jupiteru

Sledování blesků v atmosféře nám může mnohé prozradit o přítomnosti jevů podobajících se bouřce, která nám bude detekovat oblasti se silnými atmosférickými vzestupnými proudy a oblasti, kde dochází ke srážkám. Na množství blesků může také záviset vznik určitých chemických sloučenin, včetně organických molekul (například i takových, jaké daly vznik životu na Zemi). Na Zemi jsme zvyklí na blesky, které se vybíjí mezi mraky a povrchem Země. Celkem běžné jsou také blesky vybíjející se vzájemně mezi mračny. Na Jupiteru neexistuje pevný povrch a očekávalo se, že se blesky budou vyskytovat mezi mraky. Přístroj Lightning and Radio Emission Detector vyhledával optické záblesky a radiové vlny emitované při výboji blesku. V blízkosti sondy nebyl opticky registrován žádný záblesk. Mnoho výbojů bylo registrováno na radiových frekvencích. Podoba radiových signálů naznačovala, že k výbojům docházelo velmi daleko od sondy (asi ve vzdálenosti jednoho průměru Země) a "hromy" od blesku jsou mnohem silnější než na Zemi. Intenzita bouřek, registrovaná na radiových vlnách naznačuje, že je bouřková aktivita na této planetě asi 3-10 krát menši než na Zemi. Předběžná analýza ukázala, že bouřková aktivita na Jupiteru je velmi odlišná od té, kterou známe ze Země. Neobvyklý tvar radiových signálu naznačuje, že budou mít fyzici s  vysvětlováním bouřkových výbojů na Jupiteru více práce, než si původně mysleli. Teorie rozdělení vodních mraků a vyhřívání z nitra Jupitera budou zřejmě také potřebovat přehodnocení.

Detekce bouřek na Jupiteru
Zjistilo se, že je bouřková aktivita na Jupiteru odlišná od zemské a že je 3-10 krát menší než na Zemi.

Z výše uvedených důvodů nemůžeme z jednoho měření sondy určit přesné složení Jupitera, můžeme pouze získat první stopu k rozřešení hádanky vzniku planety a procesu jejího vývoje. Měření z přístroje NMS (Neutral Mass Spectrometer) určily přesněji složení atmosféry Jupitera. První výsledky ukazují, že atmosféra obsahuje méně vody, než se očekávalo. V atmosféře je také méně uhlíku ve formě metanu, než se očekávalo. Nepatrně méně je tam též síry ve formě sulfanu. Přístroj také naměřil neočekávané hodnoty vzácných (inertních) plynů, včetně značné absence neonu. Objeveno bylo nepatrné množství organických molekul. Přístroj Helium Abundance Detector měřil velmi přesně obsah helia. Helium bylo detekováno v podstatně menším množství než je na Slunci. I tyto výsledky znamenají, že budeme muset přepracovat naše teorie vzniku a vývoje Jupitera. Zdá se, že v době příletu pouzdra drobně "pršelo" helium. Podle lokálních meteorologických měření vychází atmosféra sušší.

Složení atmosféry Jupitera
Složení atmosféry Jupitera
Zmizení Helia
Měřením se zjistilo malé množství helia v  atmosféře Jupitera, vysvětlení by mohlo být v tom, že se helium dostalo z atmosféry "deštěm".

Vstupní místo pouzdra (6,5 stupně severní šířky a 4,5 stupně západní délky) bylo v čase vstupu sledováno teleskopicky pozemskými dalekohledy, abychom měli možnost určit jeho proměnnost. Důležitým cílem těchto pozorování bylo získat data, která by nám umožnila výsledky pozorování pouzdra sondy Galileo posléze zobecnit na Jupitera jako celek. První výsledky ukazují, že vstupní místo bylo oblasti s velkými změnami. Sonda vstoupila téměř u okraje tzv. infračervené "horké skvrny", což je podle vědců místo s menším množstvím mračen. Zdá se, že sonda pravděpodobně vstoupila do výjimečného místa atmosféry této vysoce heterogenní planety. Z tohoto důvodu přineslo měření pouzdra při sestupu mnoho překvapení.

Místo vstupu sondy
Na tomto snímku je kroužkem označeno místo, kam sonda vstoupila do atmosféry. Pravděpodobně šlo o místo, kde jsou specifické podmínky.

Toto resumé vědeckých zjištění pouzdra kosmické sondy Galileo vzniklo jako předběžná analýza dosud přijatých dat a proto je na ně nutno hledět, jako na předběžné výsledky. Proces konvertování dat přicházejících od sondy Galileo do užitečných vědeckých měření vyžaduje čas a podrobnou analýzu.

Stránka byla naposledy editována 15. ledna 2010 v 19:41.
Stránka byla od 15. 1. 2010 zobrazena 12875krát.

Vytištěno ze stránky projektu Planety (astronomia.zcu.cz/planety/jupiter/883-atmosfera-jupitera)
Nahrávám...