Krasavec Saturn – drahokam mezi planetami

Pokud si někdo ve Sluneční soustavě zaslouží nazvání „pán prstenů“, je to právě Saturn. Vzdálená planeta jich vlastní hned několik.

Pohled na Saturn, obklopený několika, volně se vnášejícími prstenci, je nezapomenutelný. Díky sklonu jeho rotační osy se mění i úhel, pod kterým je ze Země pozorujeme. Saturnovy prstence jsou sice mohutné, ale jen velice tenké, takže se při bočním pohledu zdá být planeta někdy dokonce holá. Při takové konstelaci se naopak dá zaregistrovat Saturnovo znatelné zploštění v oblasti pólů.

Na obrázku je vidět porovnání velikosti Země a Saturnu. Zdroj: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Saturn_Earth_Comparison2.png?uselang=de#filelinks

Průměrem 120 500 km dělá ze Saturn druhou největší planetou naší soustavy. Je 95x těžší než Země, vlastní tedy jen 30 % hmoty Jupitera, svého vnitřního souseda. Na jeho velikosti se nejspíš podepsala vzdálenost, ve které vznikal. Zatímco měl Jupiter, vyrůstající těsně za tzv. „sněhovou hranicí“ k dispozici nejen plyn a prach, který se nacházel v oblaku původní hmoty, ale také plyn, které sluneční záření vytlačilo z vnitřní planetární soustavy – zbylo na vzdálenější Saturn hmoty méně.
Saturn se stal planetou, která má ve vrchní části atmosféry téměř čistý vodík (96 %) a střední hustotu neuvěřitelných 0,69 g/cm3. Je relativně nejlehčí ze všech planet - a dokonce o třetinu lehčí než je za normnálních podmínek voda.
Planeta s prsteny obíhá Slunce po téměř kruhové dráze mezi 9 – 10 AU (AU – astronomická jednotka, která se rovná vzdálenosti Země-Slunce). Jeden oběh jí trvá 29 let a 166 dní.
Rovník Saturnu má znatelný sklon k jeho oběžné dráze, podobně jako je tomu u Země. Planetární osa je nachýlená o 26,73°.
Stejně jako Slunce a Jupiter vlastní tato plynová planeta diferenciální rotaci – jednotlivé části povrchu, který pozorujeme, obíhají kolem planety různou rychlostí. Rovník rotuje jednou za 10 hodin, 13 minut a 59 vteřin, oblasti kolem pólů jsou pomalejší – 10 hodin, 39 minut a 22 vteřin. Vnitřní části planety rotují dokonce ještě pomaleji. Z měření magnetického jeho pole vyplývá rotační doba 10 hodin, 47 minut a 6 vteřin.
Teplota na „povrchu“ Saturnu (tedy v místě, kde je jeho atmosférický tlak 1 bar) odpovídá -139 °C. Blíže povrchu, v oblasti s tlakem 0,1 baru je to -189°C.

Vnitřní stavba 

Zdroj: By Interior_of_Saturn.jpg: Mungany Saturn_01.svg: Dan Gerhards derivative work: Urutseg (Interior_of_Saturn.jpg Saturn_01.svg) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Interior_of_Saturn.svg

Svým složením se Saturn trochu odlišuje od souseda Jupitera. Zatímco Jupiter vykazuje stejný poměr mezi heliem a vodíkem, jaký má i naše Slunce, zdá se, že je helia v povrchových vrstvách Saturnu méně. Klesání helia do vnitřních částí planety může být zodpovědné i za pozitivní energetickou bilanci Saturnu. Planeta vydává 2,3x více energie, než získává od Slunce.
Stejně jako je tomu u Jupitera, přechází uvnitř Saturnu vodík plynule do kapalného stavu, aniž by v něm existoval jasný a zřetelný předěl mezi plynem a kapalinou. V hlubších vrstvách atmosféry se dostává vodíková hmota do kovového, tj. vodivého stavu. Jednotlivé atomy se při něm vzdávají exkluzivního práva na své elektrony a sdílí je se svými sousedy.
Pod vrstvou kovově reagujícího vodíku leží jádro ze silikátů (kamenné hmoty) a ledu, který je při zdejší vysokém tlaku v jiné formě, než jak ho známe ze Země, takže může existovat i při velmi vysokých teplotách (v jádru Saturnu až 12 000 °C). Kamenné jádro má hmotnost zhruba 16x větší než je naše Země, tvoří tedy 25 % hmotnosti planety. Pro srovnání – u Jupitera jsou to jen 4 %.

Vrstva mraků

Mraky se na Saturnu dělí do dvou vrstev. Vrchní vrstva dobře odráží sluneční světlo a zakrývá spodní vrstvu, kterou proto můžeme pozorovat jen v infračervené části spektra.
Na povrchu vzdálené planety pozorujeme stejnou pásovou strukturu jako na Jupiteru. Vrstvy vrchních mraků jsou ale u Saturnu řidší a barvy jeho pásů jsou méně výrazné. Obsahují zmrzlé částečky amoniaku.
Nejstabilnějšími úkazy v Saturnově atmosféře jsou hexagon na severním pólu a oko hurikánu na pólu jižním.

Obrázek: Hexagon na severním pólu Saturnu. Zdroj: NASA

Jak vznikl zvláštní téměř pravidelný šestihran? Podobné mnohohrany se podařily napodobit v laboratorních podmínkách, když vědci simulovali různé rychlosti pohybu různých částí atmosféry Saturnu. Čím větší je rozdíl mezi rychlostí zbylých částí planety a tzv. jet streamem, rychle se pohybujícím pásem, tím méně stran má vznikající mnohohran.
Hexagon na Saturnu má průměr 25 000 kilometrů a rotuje jednou za 10 hodin, 39 minut a 24 vteřiny. Se stejnou periodou se dají pozorovat radio emise Saturnu. Souvisí spolu oba jevy?

Obrázek: Pohled na centrum hurikánu na jižním pólu Saturnu. Zdroj: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Interior_of_Saturn.svg

Jižní pól se pyšní hurikánem, který má v průměru 8000 kilometrů. Na rozdíl od všech ostatních planet, bylo nalezeno na jižním pólu Saturnu nejteplejší místo jeho povrchu. Podobný „hot spot“ existuje i na severním pólu. Oba jevy způsobují procesy v Saturnově atmosféře, kdy se plyn, který putuje mezi jednotlivými částmi planety stlačuje a přitom zahřívá.
Magnetické pole Saturnu odpovídá jednoduchému, symetrickému dipólu. Je 20x slabší než magnetické pole Jupitera. Jeho magnetosféra je komplexní. Zasahují do ní svými vlivy jak vnitřní měsíce Saturnu, tak jeho prstence.

Příště: Saturnovy prstence

Ganymed a Callisto – dva nerovní bratři

Vznikli nedaleko Jupitera ve stejných podmínkách a měli by si být tedy hodně podobní.  Jak vysvětlit rozdílnost galileovských měsíců Callisto a Ganymed?

Jupiterovy měsíce Callisto a Ganymed jsou bratři. Jsou zhruba stejně velcí a stejně hmotní. Není divu – oba vznikly na dohled obří planety v přibližně stejných podmínkách. Přesto se jejich vnitřní struktura liší, jak zjistily pozemské sondy, které nedaleko planety pracovaly.
Vysvětlení je jednoduché a logické zároveň. Za všechno může rozdílný stupeň bombardování malými tělesy v dávné době, ve které se Sluneční soustava teprve formovala.

„Velké bombardování“

Před 3,9 – 4,2 miliardami let proběhly ve Sluneční soustavě drastické změny. Planety Saturn a Jupiter měnily svou oběžnou dráhu kolem Slunce. Obě planety se nejprve díky své rostoucí gravitaci vydaly blíže k centrální hvězdě, později se následkem vzájemného vlivu pro změnu vydaly se do vnějších částí soustavy, kde se nachází dodnes. Jejich putování nezůstalo bez následků. Gravitace obou obřích těles pozměnila dráhy mnohých malých asteroidů a komet – a vyvolala chaos, kterém se říká „velké bombardování“. Jeho stopy (krátery po dopadech komet a asteroidů) dnes nacházíme například na Měsíci, Merkuru nebo i Marsu, prakticky na všech tělesech s pevným povrchem a minimální atmosférou.
Velkému bombardování neunikly ani právě se tvořící Jupiterovy měsíce. Nárazy úlomků nebo dokonce celých asteroidů se rozehřívaly - pohybová, kinetická energie se při srážkách totiž mění na tepelnou energii.
Silné gravitační pole Jupitera nejen že zvyšovalo u bližšího měsíce riziko srážek s cizím předmětem, zvyšovalo i jejich rychlost a tím i množství tepla, které měsíc obdržel. Ganymed, jako bližší Jupiterův měsíc, dostal podle výpočtů vědců díky srážkám s asteroidy a jinými tělesy zhruba 3,5x více energie, než vzdálenější Callisto.
Hmota, ze které se oba měsíce formovaly, obsahovala jak kameny, tak led. Kameny se formovaly z prachu a led z plynu – původního materiálu, ze kterého se tvořila celá Sluneční soustava. Srážky s cizími tělesy dodaly Ganymedu potřebnou energii k oddělení obou substancí. Těžší kameny mohly klesnout do centra, zatímco lehčí voda a led se koncentrovaly u povrchu. Podobně jako u velkých kamenných planet vedl radioaktivní rozpad a teplo, které se při něm uvolňuje, k dalšmu tavení hmoty a k separaci kovového materiálu uvnitř měsíce.
Výsledkem je kovové jádro, které kryje kammený plášť podobně, jako je tomu u velkých planet.
Měsíc Callisto nejspíš nedostal potřebnou dávku energie. Jeho hmota se nerozdělila do různě těžkých částí a zůstala jednolitá.

Obrázek: srovnání struktury Jupiterových měsíců Ganymed a Callisto.

Ganymed

 Obrázek: Porovnání velikosti Země, Měsíce a Ganymedu. Zdroj: von CWitte [Public domain, GFDL (http://www.gnu.org/copyleft/fdl.html) oder CC-BY-SA-3.0 (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/)], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Ganymed_Earth_Moon_Comparison.png?uselang=de

Ganymed je třetí z Jupiterových vnitřních a největších měsíců, kterým se po svém objeviteli dostalo názvu „Galileovské“. Má průměr 5262 km a je největším měsícem ve Sluneční soustavě. Je dokonce větší než planeta Merkur (4878 km).

Povrch měsíce

Na rozdíl od Europy je albedo Ganymedu relativně malé – odráží jen 43 % dopadajícího světla. Jeho povrchová teplota je ale podobná. Na Ganymedu panuje mráz kolem -160 °C.
Na povrchu se dají dobrými teleskopy rozlišit světlé a tmavé oblasti. Tmavě zbarvený povrch je staršího data a je pokrytý nesčetnými krátery. Ve světlejších oblastech se nacházejí spíše geologické zlomy a kanály. Celkové stáří Ganymedova povrchu se odhaduje na 3 – 3,5 let.
Na rozdíl od našeho Měsíce jsou okraje kráterů na Ganymedu spíše nižší, stejně tak i jeho pohoří. Zdá se, že led, který tvoří povrchovou část měsíce, pod tíhou eventuálních pohoří povolil, proto se propadají a nevytváří proto zřetelnější reliéf.
Nejnápadnějším útvarem na Ganymedu je tmavá planina Galileo Regio. Tvoří třetinu povrchu a nachází se na Jupiteru odvrácené straně měsíce.

Obrázek: vnitřní struktura Ganymedu. Zdroj: von NASA/JPL-Caltech [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:PIA18005-NASA-InsideGanymede-20140501a.png?uselang=de

Vnitřní struktura

Díky práci sondy Galileo dnes víme, jak je vnitřní struktura měsíce složitá. V centru se nachází kovové jádro. Kolem něj se rozprostírá kamenný plášť. Ten je krytý několika druhy ledu, které tvoří diferencované slupky (viz obrázek dole). Není vyloučena ani existence tekuté vody.

Atmosféra měsíce

Podobně jako na Europě, nachází vědci na Ganymedu řídkou atmosféru, složenou převážně z kyslíku. Vzniká stejně jako na sousední Europě rozkladem povrchové vody kosmickým zářením. Zatímco lehký vodík z gravitačního pole měsíce celkem rychle unikne, daří se Ganymedu kyslík zadržet.

Exkluzivní záležitost – vlastní magnetické pole

Sonda Galileo, která  v roce 1996 prolétala kolem Ganymedu, zaznamenala překvapivý fakt: třetí Jupiterův měsíc má vlastní dipólové magnetické pole. Kromě Země a Merkuru je tak Ganymed třetím pevným tělesem a zároveň jediným měsícem Sluneční soustavy, který vytváří své vlastní magnetické pole.

Callisto

 Obrázek: Porovnání velikostí Callisto a Země. Zdroj: von CWitte [Public domain, GFDL (http://www.gnu.org/copyleft/fdl.html) oder CC-BY-SA-3.0 (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/)], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Callisto_Earth_Moon_Comparison.png?uselang=de

Callisto je v pořadí čtvrtým Galileovským měsícem Jupitera. Má průměr 4820 km a je tak třetím největším měsícem ve Sluneční soustavě. Zároveň je měsícem, který jen nejvíce zbrázděn krátery. Stejně jako ostatní tři velké Galilieovské měsíce, obíhá Callisto Jupitera ve vázané rotaci. Ukazuje mu stále stejnou stranu, stejně jako to dělá náš pozemský Měsíc.
Callisto je pětkrát vzdálenější než Měsíc, má ale díky vysoké Jupiterově gravitaci mnohem kratší dobu oběhu – 16 dní. Pro srovnání: Ganymed, přímý soused Callisto, oběhne Jupiter za 7,2 dne.

Povrch měsíce

Povrch měsíce je oproti ostatním Galileovským měsícům velice temný. Albedo odpovídá jen hodnotě 0,2. Odráží tedy jen 20 % světla, které na něj dopadá.
Na Callisto nenacházíme žádnou tektoniku. Povrch je starý kolem 4 miliard let. Měsíc není geologicky aktivní.

Obrázek: Vnitřní struktura Callisto. Zdroj: http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA01478, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:PIA01478_Interior_of_Callisto.jpg?uselang=de

Vnitřní struktura

Vrchní vrstvu měsíce tvoří silná slupka z ledu. Pod ním se nejspíše nachází vrstva slané vody, tvořící 10 kilometrů hluboký oceán. Největší objem měsíce tvoří směs 60 % kamene a 40 % ledu, která se nikdy nerozdělila (jak tomu bylo například u sousedního Ganymedu). Jediným rozdílem mezi vrchní a spodní vrstvou materiálu je narůstající podíl silikátů (kamene) ve větších hloubkách.

Atmosféra měsíce a jeho magnetické pole

Také Callisto vlastní slabou atmosféru, na rozdíl od Ganymedu ji ale tvoří oxid uhličitý. Jeho magnetické pole je velice slabé.

Cíl budoucích pozemských misí

Callisto má v rodině Jupiterových Gallilieovských měsíců jedinečnou polohu. Nachází se vně radiačního pásu, který obklopuje Jupiter v rovině jeho rovníku a tedy i v rovině výskytu daných měsíců.
Na Callistu by jednoho dne mohla stát povrchová základna pro pilotované lety k vnějším planetám. Z ledu, kterého je na Callisto dostatek, by se dalo vyrábět palivo pro další lety a výzkum vnější části Sluneční soustavy. Výhodou a dalším pozitivním bodem je také nízká geologická aktivita měsíce – jeho povrch je stabilní.
Pozemská posádka, která by byla umístěna na Callisto by mohla pohodlně na dálku řídit roboty, které by mohly prozkoumávat například oceán na Europě – aniž by se musely obávat o zdraví kvůli působení škodlivého záření.
Pilotovaného letu k měsíci Callisto bychom se mohli dočkat už v polovině našeho století.

Ďábelská Io - oheň a síra v dohledu Jupitera

Své jméno dostal na počest milenky řeckého vrchního boha, kterému Římané říkali Jupiter. Označení „Io“ pro v pořadí nejbližší z Jupiterových měsíců navrhl už Simon Marius, 

který objevil největší Jupiterovy měsíce krátce po Galileovi Galilei. Název se ale ujal až v polovině 20. století. Do té doby se„Io“ jménoval „Jupiterův měsíc 1“.

Stejně jako ostatní Galileovské měsíce, obíhá „Io“ Jupiter za stejnou dobu, za jakou se otočí kolem vlastní osy. Tomuto jevu se říká „vázaná rotace“ a nacházíme ho často u malých objektů, které obíhají kolem daleko větších a hmotnějších těles. Podobně se chová například i náš Měsíc.

Obrázek: Celkový pohled na Io. Zdroj: NASA / JPL / University of Arizona (http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA02308) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Io_highest_resolution_true_color.jpg

Io je Měsíci podobný i v jiném ohledu. Je jen o něco větší a hustší než on. Má průměr 3643 kilometrů, což je jen o 200 km více než souputník naší mateřské planety.
Na rozdíl od ostatních Galileovských měsíců nevlastní Io žádnou vodu. Tento fakt se dá vysvětlit vysokou teplotou při vzniku Jupitera. Tak jako Slunce na počátku své kariéry vypudilo z vnitřní Sluneční soustavy zmrzlý plyn, postaral se Jupiter o to, že se plyn vytratil i z jeho nejbližšího okolí.
 Albedo měsíce Io činí 0,61. Znamená to, že odráží 61 % dopadajícího světla. Teplota na jeho povrchu dosahuje ledových – 143 °C.
Měsíc Io je proto z našeho pohledu chladným, suchým a vyprahlým - peklem.

Povrch Io - síra a vulkány

Po zkušenostech z ostatních planet Sluneční soustavy, bychom mohli očekávat, že bude povrch Jupiterových měsíců zbrázděn nesčíslnými krátery. Gravitace obří planety působí na nejrůznější kosmické "smetí", menší i větší objekty, které se pohybují Sluneční soustavou. Je velice pravděpodobné, že i jeho měsíce prodělaly velké množství srážek s objekty, které Jupiter v průběhu miliard let "ulovil" díky své gravitaci.
Snímky, které pořídily sondy Voyager 1 a 2, byly překvapením. Na Io neobjevily krátery, zato ale nečekaně silný vulkanismus. Povrch prvního a nejbližšího Jupiterova souputníka je starý maximálně několik miliónů let a prakticky neustále se mění.
Většina povrchu měsíce je spíše plochá, bez přílišných výškových rozdílů, existují zde ale i pohoří vysoká devět kilometrů. Při porovnání snímků, které byly pořízeny před dvaceti lety a nedávno – se ukazují zřetelné rozdíly. Tvořivé procesy na povrchu Io tedy probíhají i dnes, a to docela svižně.  Io je s odstupem vulkanicky nejaktivnější objekt ve Sluneční soustavě.
Io si plně zaslouží název „pekelný měsíc“. Nejzřetelnějšími objekty na povrchu jsou vulkanické kaldery, některé až 400 kilometrů široké a několik kilometrů hluboké. Kromě nich se dají rozeznat mimo jiné i jezera ze síry. Síra a její sloučeniny barví povrch měsíce nezvyklou barevnou škálou.

Obrázek: Povrch Io. Zdroj: [[File:Io from Galileo and Voyager missions.jpg|thumb|Io from Galileo and Voyager missions]]https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Io_from_Galileo_and_Voyager_missions.jpg#/media/File:Io_from_Galileo_and_Voyager_missions.jpg

Obrázek: Erupce, kterou zachytila sonda New Horizons v roce 2007. Zdroj: original uploader Serendipodous at English Wikipedia [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Tvashtarvideo.gif

Vulkanismus na Io

Na dalším snímku je vidět jedna z erupcí. Dosahují výšky až 300 km. Vymrštěný materiál dopadá zpět na povrch měsíce a vytváří přitom masivní usazeniny.
Vulkanismus měsíce Io je způsobem slapovými silami,kterými na něj působí Jupiter.
Slapové působení Jupitera na Io je přibližně 6000x silnější než síly, kterými působí na naši planetu Měsíc. K němu se přičítá také vliv sousedních měsíců Europa a Ganymed – přibližně stejný jako vliv našeho Měsíce.

Slapová síla

vzniká díky rozdílům v gravitačním poli. Když se těleso ocitne pod vlivem gravitace jiného tělesa, gravitační zrychlení na bližší a vzdálenější straně se může výrazně lišit. To vede k pokřivení tvaru tělesa, aniž by se měnil jeho objem; pokud na počátku předpokládáme kulový tvar tělesa, slapová síla má tendenci pokřivit jej do elipsoidu se dvěma vybouleninami, jedné přímo naproti druhému tělesu a druhé na odvrácené straně od něj.

Vzhledem k vázané rotaci Io, není ale absolutní velikost slapové síly moc důležitá - jakkoliv je vysoká. Větší vliv na procesy uvnitř měsíce má spíše změna v síle slapových sil. Io se nachází na lehce eliptické dráze kolem Jupitera a už pouhé rozdíly v jeho vzdálenosti k obří planetě způsobují zhruba tisíckrát silnější slapové síly, než vyvolává náš Měsíc.

 Obrázek: Aktivní vulkanismus a změny povrchu Io, jak je zachytila v roce 1999 sonda Galileo. Zdroj: NASA/JPL/Galileo [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Tvastarpic2.jpg

Jupiter se navíc pro eventuálního pozorovatele na Io na obloze trochu „kolébá“ (jev je způsoben eliptickou oběžnou dráhou měsíce).
Změna relativní vzájemné polohy s Jupiterem pak vyvolává v hornině až 300 m vysoké slapové vlny. Pro srovnání – analogické deformace zemského povrchu, ke kterým dochází vlivem Měsíce, vyvolávají horninové vlny o výšce 20 – 30 cm.
Za vulkanismus na Io tedy může ne přímo blízkost Jupitera, ale eliptická oběžná dráha měsíce. Kdyby byla kruhová, tak intenzivní vulkanismus, jaký na něm nacházíme dnes, by na něm nejspíše neexistoval.

Obrázek: Vnitřní struktura Io. Zdroj: NASA/JPL (http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA01129) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:PIA01129_Interior_of_Io.jpg

Vnitřní struktura Io

Na rozdíl od jiných měsíců ve vnějším Slunečním systému, je Io podobný spíše vnitřním planetám. Tvoří ho plášť ze silikátů, který pokrývá vnitřní jádro. To je železné, evtl. s příměsí síry. Jádro má průměr minimálně 900 km. Pod povrchem se nachází 50 km silná vrstva, která obsahuje velké množství tekutého magmatu. To dělá z Io v podstatě jeden jediný veliký vulkán.

Atmosféra Io

Atmosféra na Io je velice řídká a dosahuje do výšky 120 kilometrů. Skládá se převážně z oxidu siřičitého a stopových množství jiných plynů. Ionosféra dosahuje až do výšky 700 km. Nacházíme v ní převážně iony síry, kyslíku a sodíku. Působením Jupiterova mocného magnetického pole se ztrácí, musí být tedy neustále doplňovány novým materiálem z vulkanických explozí.

Vliv magnetického pole Jupiteru

Io se nachází na oběžné dráze, která ho vede přímo skrz Jupiterovo silné magnetické pole. Indukuje se tu proud o přibližném výkonu 1000 Gigawattů s potenciálem 400 000 Voltů. Ten ionizuje vrchní část atmosféry a strhává ji pryč. V oblasti, ve které kolem Jupitera Io obíhá, se pak tvoří torus, který je dobře vidět při pozorování v infračerveném světle.
Tato oblast je mimochodem „smrtelná“ i pro tu nejodolnější pozemskou techniku. Zatím neznáme způsob, jak účinně odstínit instrumenty, které by se sem mohly odvážit.

Zvědaví návštěvníci ze Země

První sondy, které proletěly kolem Jupitera a tím i Io, byly v roce 1973 a 1974 Pioneer 10 a 11. Přesná pozorování se podařila až díky oběma Voyagerům v roce 1979. Naprostá většina našich znalostí o měsíci Io ale pochází dat, která na Zemi zaslal Orbiter Galileo, který pracoval u Jupitera osm let - od roku 1995.
2007 proletěla těmito místy sonda New Horizons, mířící k Plutu. U Jupitera prováděla tzv. „swing-by“ manévr a využila své přístroje k fotografování obří planety a jeho měsíců. Zachytila mimo jiné i vulkanický výron, který vidíte na horním obrázku.
V roce 2011 startovala nová sonda Juno, která bude zkoumat magnetické pole Jupitera a měla by fotografovat také jeho měsíce.
Další mise byly bohužel kvůli nedostatku finančních prostředků zrušeny. Příští sondou, která k Jupiteru dorazí, bude evropská JUICE, která se ovšem bude věnovat spíše vnějším Galileovským měsícům - Ganymedu a Kallisto.

Jupiter a jeho měsíce - tajemná Europa

Být Jupiter hvězdou, za svou soustavu měsíců (které by se pak říkalo planetární soustava), by se nemuselstydět. Je jich známo 67, což je úctyhodné číslo. Ve Sluneční soustavě mu konkuruje jen Saturn se svými 62 měsíci. 

Jupiter a jeho Galileovské měsíce. Zdroj: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/fe/Jupiter_and_the_Galilean_Satellites.jpg, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Jupiter_and_the_Galilean_Satellites.jpg?uselang=de

Část z nich je dokonce tak velká, že je můžete zahlédnout i pomocí malých dalekohledů,
Jen ty větší z Jupiterových měsíců ale vlastní „skutečná“ jména. Některé malé objekty, které byly objeveny teprve nedávno, jsou dočasně označeny zkratkami číslic a písmen a na své pojmenování teprve čekají.
Jupiterovy měsíce se dají rozdělit do několika skupin:

Galileovské měsíce

Patří mezi ně Io, Europa, Ganymed a Kallisto. Tato skupina byla pojmenována podle Galilea Galilei, který se v roce 1610 zasloužil svým revolučním dalekohledem o jejich objev. Málokdo asi ví, že paralelně a nezávisle na něm je objevil také německý astronom, matematik a lékař - Simon Marius. Jeho zápisky byly dokonce detailnější a přesnější než Galileova pozorování.
Spor, který mezi oběma vědci rozhořel, vyhrál Galilei. Vzhledem k tomu, že viděl novým dalekohledem měsíce o den dříve, stal se jejich objevitelem.
Všechny ostatní měsíce (s výjimkou v roce 1892 objevené Amaltey), přibyly do Jupiterovy rodiny až ve dvacátém a jednadvacátém století.
Galileovské měsíce jsou největší Jupiterovy měsíce a obíhají kolem něj po drahách, podobných  drahám planet, které obíhají kolem Slunce. Nacházejí se v rovině Jupiterova rovníku.
Další skupinu tvoří čtyři měsíce obíhající Jupiter podobným způsobem. Nesou jména Metis, Adrastea, Amaltea a Thebe. Jsou ale při své velikosti 20 – 131 km daleko menší než Galileovské měsíce. Všech osm měsíců pravděpodobně vzniklo spolu s Jupiterem z prapůvodního disku plynu a prachu, ve stejné době, v jaké se vytvořily ostatní planety.
Zbylé měsíce jsou malé objekty, s poloměrem mezi 1 a 85 kilometry. Jedná se nejspíše o útvary, které Jupiter zachytil při jejich cestě Sluneční soustavou - a připoutal je k sobě svou gravitací.

Europa – tajemný svět  pod ledovým příkrovem

Svým průměrem 3122 km se Europa podobá našemu Měsíci. Tímto ale veškerá podoba končí. Zatímco je Měsíc vyprahlou kamenitou pouští bez atmosféry, je Europa obrovskou vodní koulí, na povrchu krytou ledem, silným několik kilometrů. Není divu – vznikla spolu s Jupiterem za předělem, kterému říkáme „sněžná hranice“, v místě, kde měly jak planety tak měsíce k dispozici velké množství jak pevného tak kapalného materiálu.

Obrázek: Porovnání velikosti Měsíce a Europy. Zdroj: CWitte [Public domain, GFDL (http://www.gnu.org/copyleft/fdl.html) oder CC-BY-SA-3.0 (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/)], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Europa_Earth_Moon_Comparison.png?uselang=de

Ve  svém středu vlastní Europa kovové jádro, které je kryté silným kamenným pláštěm. Na něm leží 80 - 170 km hluboký oceán. Různé zdroje udávají různá čísla – přesto by mohlo na Europě existovat zhruba dvojnásobné množství vody, než na naší Zemi.
Teplota na povrchu Europy kolísá mezi -160 a -220 °C. Není proto divu, že je povrch měsíce zamrzlý a pokrytý 10 kilometrů silnou vrstvou ledu. Ledový příkrov Europy je zhruba stejně silný, jako nejhlubší pozemský oceán. Tloušťka ledu dosahuje výšky, ve které se běžně pohybují naše letadla při dálkových letech..

 Europa – schema ledové planety. Zdroj: von unknown author of the NASA derivative work: MagentaGreen [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:PIA01130_Interior_of_Europa_(white_surface).jpg?uselang=de

Velikostí se dá povrch tohoto měsíce srovnat s rozměry Afriky. Má jeden z nejsvětlejších povrchů ve Sluneční soustavě – jeho albedo (odrazivost světla) se udává kolem 0,64. Znamená to, že reflektuje plných 64 % procent dopadajícího světla.
Ledová krusta je spíše plochá, znatelné jsou protáhlé příkopy a jiné geometrické útvary,  způsobené kryovulkanismem.

Kryovulkanismus

Kryovulkanismus je druh sopečné činnosti, při němž dochází k výronům chladné hmoty. Na rozdíl od vulkanismu při kryovulkanizmu sopky chrlí hmotu při velice nízkých teplotách, ale i přes to je tento druh geologického procesu v mnohém podobný pozemskému vulkanismu. Na Titanu se předpokládají sopky chrlící metan, na Tritonu to jsou chrliče tekutého dusíku, na Europě a Enceladu pravděpodobně směsice vody a ledu.

Na povrchu Europy nenajdeme téměř žádné krátery nebo stopy po srážkách s meteority. Neustále se totiž obnovuje. Podle propočtů je starý maximálně 90 000 000 let. Znamená to, že má Jupiterův měsíc Europa nejmladší tvář celé Sluneční soustavy. Slapové síly (vliv Jupiterovy gravitace) zvedají ledový povrch měsíce až o 30 metrů. Zároveň se ledová krusta Europy (díky pod ní ležícímu oceánu) pohybuje jinou rychlostí, než její jádro. Pevnou část měsíce "oběhne" za 10 000 let.

 Obrázek: Povrch měsíce Europa. Zdroj: By NASA/JPL/University of Arizona (http://photojournal.jpl.nasa.gov/jpeg/PIA00275.jpg) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:PIA00275_Europa_In_Color.jpg

Atmosféra Europy

Na Europyě byla nalezena velice řídká atmosféra. Odpovídá tlaku (10)-11 barů.
Tuto atmosféru tvoří – kyslík. Jak vzniká na vzdáleném kosmickém tělese tento plyn, za jehož tvorbu jsou na naší Zemi zodpovědné rostliny a jehož přítomnost se všeobecně považuje za důkaz života? Znamená to snad, že jsme spolu s kyslíkovou atmosférou našli na Europě jeho známky?
Rozluštění hádanky je spíše prozaické. Kosmické záření, které dopadá na povrch měsíce, rozkládá tamní molekuly vody na kyslík a vodík. Zatímco vodík je příliš lehký na to, aby ho těleso o velikosti Europy mohlo svou gravitací udržet, kyslík se Jupiterově měsíci zadržet daří.
Tímto zároveň nacházíme a definujeme jednu z podmínek pro existenci života na cizích planetách. Těleso musí být natolik hmotné, aby udrželo všechny komponenty atmosféry, která je ke vzniku života potřeba.

Život na Europě

Europa je od Jupiteru vzdálena 670 900 km – je to druhý nejbližší Jupiterův Galileovský měsíc. Krouží kolem své mateřské planety v oblasti, do které zasahuje její magnetické pole – a s ním i pásy nabitých kosmických částic, ničících všechnu živou hmotu, tak jak si ji představujeme díky našim pozemským zkušenostem. Na povrchu Europy tedy nejspíše nenalezneme žádný život, který by byl podobný pozemskému.
Život, tak jak jej známe ze Země, by mohl na Europě přesto existovat - uvnitř oceánu. Silná vrstva vody by ho mohla spolehlivě chránit před nabitými kosmickými částicemi, zatímco gravitace Jupiteru rozehřívá pevný vnitřek měsíce. Ohřev vody podmořskými vulkány by mohl být zodpovědný za teplotu, příznivou pro rozvoj živých forem. Koneckonců dokonce i na Zemi existují organismy, které žijí ve velkých hloubkách, při vysokém tlaku vody, v místech, kam nikdy nedopadne sluneční světlo – a živí se minerály, které produkují podmořské vulkány (black smoker)
Černý kuřák, či anglicky black smoker je nápadný podmořský objekt v podobě hydrotermálního průduchu, který se nalézá na mořském dně. Topograficky se jedná o kruhové komínky, které jsou tvořeny minerálními složkami, které s sebou vynáší z nitra zemské kůry přehřátá voda.
„Život“ mimochodem nemusel nutně vzniknout přímo na Europě. Mezi planetami a měsíci ve Sluneční soustavě probíhá poměrně čilá výměna materiálu. Tak, jako nacházíme na Zemi meteority, které byly původně součástí Měsíce nebo Marsu, dostala se jistě v minulosti hmota ze Země i na měsíc Europu. Nakolik v hornině, vymrštěné při dopadu většího meteoritu nebo asteroidu na Zemi, mohly přežít zárodky života (a nakolik mohly přežít dlouhou cestu na Europu) – dnes můžeme jen spekulovat. Vyloučeno to není – a tak možná v budoucnu naleznou pozemské sondy v Europině oceánu život, který není moc odlišný od života na naší vlastní planetě.

Mise k průzkumu Europy

Europa je opravdu lákavou destinací. Protože finanční situace NASA ale bohužel není vůbec růžová, vždy zatím z podobných plánů sešlo. Na rozsáhlou misi k Jupiterově měsíci Europě nejsou peníze ani dnes. Všechny připravované projekty NASA byly zrušeny.
Jedinou misí, která Europu v blízké budoucnosti navštíví, je patrně evropská JUICE. Ale ani ona neplánuje přistání na povrchu ledového měsíce. Její náplní je jen průlet kolem  Europy a Kallisto, s následujícím orbitálním působením u Jupiterova měsíce Ganymed.
Průzkum ledového oceánu na Europě tedy pro naši generaci zůstává pouhým snem.

Jednoho vzdáleného dne se tento sen jistě splní.  Už jen samotný přistávací modul, který bude mít za úkol zkoumat bezprostřední povrch měsíce, by mohl dát odpověď na otázku, jestli v Europině oceánu existuje život. V případě, že vyzní kýžená odpověď  pozitivně, nemělo by snad další financování průzkumu oceánu činit potíže. Jak by pak mohl vypadat příslušný projekt, můžete shlédnout v následujícím videu.

Příště: Jupiterovy měsíce - Vulkány na Io

Planeta s prstenem - nejen Saturn, ale i Jupiter má vlastní prstence

Nejen kolem Saturnu, ale i kolem Jupitera obíhá prstenec z rozmělněné hmoty – a je dokonce větší, než byste odhadovali. A co víc – prstence kolem sebe mají všechny velké (vnější) planety naší soustavy, některé jejich měsíce ...

... například Saturnův měsíc Rhea – a dokonce i některé asteroidy.

Kuřák Jupiter

Prstenec, který patří planetě Jupiter má průměr více než 640 000 km. Zatímco Saturnovy majestátní okrasa zdobí fotografie a je vidět i v menších hobby teleskopech, je prstenec Jupitera jemný éterický. Nejen že není vidět v malých dalekohledech, problémy s jeho zachycením měly i sondy, které kolem Jupitera prolétaly.
Když planetu minula v roce 1974 sonda Pioneer 11, proletěla přímo jeho prstencem. Nikdo s ním ale tehdy nepočítal a nikdo si ho nevyšiml. Teprve o pět let později byly prstence zaregistrovány sondou Voyager 1. Stalo se tak poté, co se Voyager ponořil do Jupiterova stínu. Jemné útvary byly při pohledu proti světlu daleko zřetelnější. Tato sonda ale sama nikdy prstenci neproletěla, to se poštěstilo až na počátku našeho tisíciletí sondě Galileo.

Schema Jupiterových prstenců. By NASA/JPL/Cornell University (http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA01623) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Jovian_Ring_System_PIA01623.jpg

Částečky, ze kterých se prstence skládají, mají jiný charakter než je tomu  u Saturnu. Jeho prstence jsou tvořeny menšími a většími kameny. Hmota, která se pohybuje kolem Jupitera je podobná spíše velice jemnému prachu. Rozměr částic je kolem tisíciny milimetru. Spíše než kamení se tak podobají cigaretovému kouři. Navíc mají velice malé albedo (schopnost odrážet světlo). Jsou téměř naprosto černé – mohou odrazit jen 5 % slunečního světla.

Za vším hledej ženu?

Zatímco se v Saturnově blízkosti nachází prstenec z rozmělněných asteroidů, musí být původ drobného, skoro až kouřového prachu kolem Jupitera úplně jiný. Díky měření sond, které kolem planety prolétaly, dnes víme, že se jedná o prach, vyražený z povrchu Jupiterových měsíců. Drobné meteority, které bombardují jejich povrch, z nich občas vyrazí i gejzír drobných částic. Kuřákem, který zásobuje prstence materiálem, tedy není sám Jupiter – jsou jím jeho souputnice.

Tři hlavní prstence

Jupiterovy prstence: Zdroj: von NASA/JPL/Cornell University (http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA01627) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:PIA01627_Ringe.jpg?uselang=de

Jeho hlavní prstenec (na obrázku znázorněný růžovou barvou) je planetě nejblíže. I když je nejintenzivnější , je silný jen zhruba 30 km. Vytvořil se z prachu měsíců Adrastea a Metis, které s tímto prstencem sousedí. Je rozprostřen ve vzdálenosti 1,72 – 1,80 poloměrů Jupitera (počítáno od centra obří planety). Za drahou měsíce Metis hustota prstence znatelně klesá.
Z vnější strany na něj navazují dva další prstence. Ty vznikly z prachu měsíců Amalthea (na obrázku nahoře je žlutý) a Thebe (zelený). Společný název pro oba dva objekty zní „Gossamer-prstence“. Vnitřní z nich, ten, který svým prachem zásobuje Amalthea, sahá do vzdálenosti 2,54 Jupiterova poloměru. Vnější prstenec dosahuje do vzdálenosti 3,1 poloměru planety.
Posledním z nich je vnější prstenec, který je jen velice řídký. Rotuje navíc obráceně než všechny ostatní. Je možné, že ho tvoří zachycený meziplanetární prach. Má průměr přes 640 000 km. Obíhá planetu pod úhlem 20 °.
Uvnitř hlavního prstence se vyskytuje obálka, tvořená zrníčky prachu, tzv. „halo“. Počítáno od centra planety, se nachází ve vzdálenosti 1,29 – 1,72 poloměrů Jupitera.
Při pozorování ve viditelném až přechodu do infračerveného světla jsou prstence načervenalé, vyjma vnitřního halo prstence, který vykazuje namodralou barvu až šedou.
Odhadovaná hmotnost veškerého materiálu v prstencích se pohybuje okolo (10)+16 kg včetně odhadu hmotnosti těles, které nejsou zatím pozorována, což odpovídá přibližně hmotnosti měsíce Adrastea. Stáří prstenců není známo, ale je teoreticky možné, že existují již od vzniku Jupiteru.

Obrázek: Jupiterovy prstence. Zdroj: zpracováno na základě NASA/JPL-Caltech (http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00659) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/1d/%D0%9A%D0%BE%D0%BB%D1%8C%D1%86%D0%B0_%D0%AE%D0%BF%D0%B8%D1%82%D0%B5%D1%80%D0%B0_-_Rings_of_Jupiter.jpg

Kam mizí Jupiterovy prstence?

Materiál prstenců je neustále doplňován díky neutuchajícím srážkám jeho měsíců s malými meteority. Bezpochyby se tak děje už velice dlouhou dobu – proč jsou tedy Jupiterovy prstence tak nepatrné a nezřetelné? Kam se poděl všechen materiál, který se uvolnil v průběhu miliard let?
Prach, který se uvolnil z povrchu Jupiterových měsíců skutečně nezůstane na jeho oběžné dráze navždy. Různé mechanismy mohou snížit jeho hybný impuls, takže začne pomalu klesat k povrchu planety, aby se jí jednoho dne nechal definitivně pohltit.
Jedním z těchto mechanismů je absorpce slunečního záření, jiným je reakce mezi částečkami prachu a elektricky nabitými částicemi v Jupiterově okolí. Prach vydrží v prstenci Jupitera jen zhruba 100 000 let. Prstence proto nikdy nezintenzivněly natolik, aby byly dobře vidět například v pozemských teleskopech.

Příště: Jupiter a jeho měsíce - tajemná Europa

-

Jupiter

Další planetou, kterou by potkal imaginární poutník Sluneční soustavou, je Jupiter. Pod vrstvou jeho mraků by se ale marně snažil přistát. Jupiter je podobný spíše hvězdě, než kamenným planetám. 

Obří planeta obíhá Slunce ve vzdálenosti 4,95 – 5,46 astronomických jednotek, nachází se tedy od Slunce zhruba pětkrát dále, než Země. Znaly ji už staré civilizace. Římané dali Jupiteru, který je hned po Venuši druhou nejjasnější planetou na naší obloze, jméno svého nejvyššího božstva. Když na něj v roce 1610 namířil Galileo Galilei svůj první dalekohled, objevil po stranách kotoučku planety malé tečky. Původně je považoval za hvězdy. Poté, co je nějakou dobu sledoval, však nabyl jistotu - nejen Země má svůj Měsíc, Jupiter jich vlastní hned několik. Pokud máte k dispozici menší teleskop nebo dobrý dalekohled, můžete si je prohlédnout na vlastní oči.
Z našeho pohledu se měsíce Jupitera nacházejí  na jedné přímce. Během oběhu planety se tedy střídavě ukazují po její pravé nebo levé straně.

Jupiterovy měsíce, jak je viděl i Galileo Galilei. Zdroj: Jan Sandberg (www.desert-astro.com) [Attribution], via Wikimedia Commons, https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/7d/Jupiter-moons.jpg

Složení

Jupiter je v pořadí první z planet, které se vytvořily za sněžnou hranicí. Toto pomyslné pásmo je obohaceno o zmrzlé plyny, vytlačené zářením Slunce z vnitřního planetárního systému. Zároveň je v něm teplota natolik nízká, že si plyn udrží své pevné skupenství. Planety, které vznikají za sněžnou hranicí, mají tedy k dispozici oba druhy materiálu – jak pevné částečky prachu, tak plyn. Aby nebyla situace tak jednoduchá, vytváření různé plyny specifické sněžné hranice, které mohou mít i rozdílnou vzdálenost od centrální hvězdy.
V našem Slunečním systému to byl právě Jupiter, jemuž se podařilo nasbírat největší množství plynové a prachové hmoty. Je největší planetou, která obíhá Slunce. Vlastní tolik malých i větších měsíců, že bývá někdy s trochou nadsázky nazýván „planetární systém Jupiter“.

Porovnání velikosti Země a Jupitera. Zdroj: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Jupiter_Earth_Comparison.png?uselang=de

Jupiter nemá pevný povrch. Prakticky celá planeta se skládá z různých plynů, které s narůstající hloubkou přecházejí do kapalného stavu. Ve svém středu má s největší pravděpodobností pevné jádro. Jeho povrch je zbrázděn různobarevnými pásy a útvary, podobnými uragánům. Jedním z nich je známá „rudá skvrna“, která ovšem není jediným podivným jevem v Jupiterově atmosféře. Za jejich barvu může přítomnost aerosolů. Nejvrchnější vrstvou atmosféry probíhá ve východo-zápaním směru několik pásů. V těch světlých je nejspíš přítomen čpavkový led, ve tmavých najdeme spíše fosfor, síru a uhlíkové sloučeniny. Navzájem je oddělují oblasti, kde se atmosféra pohybuje vysokou rychlostí. Na jejích hranicích také vznikají uragány – pověstné skvrny. Ne všechny mají červenou barvu, tak, jako nejstarší pozorovaná Jupiterova skvrna. Většina z nich je spíše světlá (viz obrázek nahoře).
Směrem k pólům planety tyto aktivity klesají, takže u pólů samotných už nepozorujeme žádné znatelné struktury.

Schema vnitřní stavby Jupitera. Zdroj: von Image Credit: Lunar and Planetary Institute [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Gas_Giant_Interiors

Struktura

Jupiterova hmotnost se odhaduje na celkem 318 hmotností Země.
Ve vrstvách, které se nacházejí blízko povrchu, byl nalezen vodík a helium v hmotnostním poměru 75 % k 24 %. Na ostatní složky, jako je metan, čpavek  nebo kyslík, uhlík a síra připadá jen 1 %. Protože je molekula vodíku menší a lehčí než je tomu u helia, je objemový poměr trochu jiný – zhruba 90 % k 10 % ve prospěch vodíku.
Působením vysokého tlaku přechází v hlubších vrstvách vodík z plynného do kapalného skupenství. Přechod plynu do kapaliny je pozvolný a plynulý. Nedá se tedy vypozorovat přesná hranice mezi kapalinou a plynem. V hloubce, která odpovídá 78 % poloměru Jupitera, a ve kterém je látka pod obrovským tlakem (zhruba 300 000 000 atmosfér), přechází vodík do stavu, který se nazývá „kovový“.
Ve čtvrtinové vzdálenosti od centra planety se pak může nacházet kamenné jádro se zhruba 20-ti násobnou hmotností naší Země.

Počasí na Jupiteru

Rudá skvrna je spíše oranžová. Obrázek zachytila vesmírná sonda Voyager 1. Zdroj: By NASA (http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00014) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Great_Red_Spot_From_Voyager_1.jpg
Nikoho nejspíš nepřekvapí, že obří planeta vykazuje také extrémní počasí.
Jakkoliv jsou naše pozemské uragány ničivé, ve srovnání s Jupiterovou tzv. „rudou skvrnou“ jsou to trpaslíci. Obří rudá skvrna byla pozorována už před 300 lety. Tvoří ji obří oválný anticyklón, který je dvakrát větší než naše Země a nachází se mezi dvěma oblačnými pásy na jižní polokouli.
 Další obrázek ukazuje vývoj rudé skvrny v průběhu několika desetiletí. Jupiterův povrch se neustále dynamicky mění, pásy vznikají a zanikají, stejně jako různě velké skvrny – uragány. Porovnáním snímků posledních let se ukazuje, že se rudá skvrna momentálně zmenšuje. Je to nejspíše následek interakce s ostatními skvrnami.  

Vývoj jupiterovy rudé skvrny. Zdroj: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/93/Evolution_of_GRS.jpg, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Evolution_of_GRS.jpg?uselang=de

Nové výzkumy našly na Jupiteru 70-letý klimatický cyklus Vznikají a zanikají v něm cyklóny, mění se povrchová struktura. V obdobích, kdy je na Jupiteru relativně málo cyklónových „skvrn“, může se teplota jeho pólů a rovníku lišit až o deset stupňů. V dobách, kdy se jeho atmosféra díky bouřím lépe promíchává, tento rozdíl klesá.

Magnetické pole a záření Jupitera

Jupiter vlastní obzvláště silné magnetické pole. Jeho chvost, který se nachází na Slunci odvrácené straně, sahá až k oběžné dráze Saturnu. Elektricky nabité částice, které se pohybují podél linií tohoto magnetického pole, tvoří (ve vzdálenosti zhruba 300 000 km od planety) životu nebezpečnou zónu. Je "nezdravá" také pro techniku, sondy, které se kolem Jupiter pohybují, se musí této oblasti vyhýbat.
Největší planeta naší soustavy emituje do svého okolí o 335 MW více záření, než ho dostává od Slunce (zhruba 500 MW) . Jeho zdrojem mohou být procesy v nitru Jupitera. K pozitivní bilanci může přispívat gravitační smršťování o zhruba 3 cm za rok, tak zvaný Kelvin-Helmholtzův mechanismus
Planeta Jupiter je kromě toho i silným zdrojem radiového a rentgenového záření. Objevil ho už v roce 1979 rentgenový satelit Einstein. Jak se ukázalo později, díky měření satelitu Chandra, je Jupiter navíc každých 45 minut zdrojem rentgenového pulsu o síle zhruba jednoho gigawatu. Oblast, ze které záření vychází, se nachází nedaleko severního pólu planety.
Polární záře patří i na naší domovské planetě k těm nejkrásnějším jevům, jaké na obloze pozorujeme. "Aurora" na Jupiteru pak musí být úžasným zážitkem: je dvojnásobně větší než celá Země a tisíckrát energetičtější. Zatímco je pozemská polární záře vyvolána pouze srážkami slunečního větru s vrchní částí atmosféry, je zdrojem iontů na Jupiteru také vulkanismus jeho nejbližšího měsíce Io. Vyvržený ionizovaný materiál je transportován podél magnetických linií až k Jupiteru, aby se tam spolupodílel na vzniku jeho "Aurory".

Příště: Planeta s prstenem - nejen Saturn, ale i Jupiter má vlastní prstence 

Objev gravitačních vln: „Bude levnější chleba?“

Padesát let po nich vědci pátrali. Před několika měsíci byly gravitační vlny jedním z pozemských detektorů skutečně zachyceny. Co si od nich vědci slibují?

Před sto lety je předpověděl Albert Einstein. Z rovnic jeho teorie vyplynulo, že hmota deformuje prostor, který se kolem ní nachází. Pokud se hmota pohybuje nestejnoměrně, je urychlována nebo zpomalována. V obou případech reaguje s prostorem kolem sebe – vytváří se vlny, které prostor deformují podobně, jako akustické vlny mění při svém pohybu hustotu vzduchu.

Už padesát let se vědci snaží o zachycení gravitačních vln. Povedlo se to poprvé loni na podzim. V polovině září zaznamenal experiment LIGO v USA zřetelný signál, který vznikl před 1,3 miliardami let při kolizi  dvou černých děr ve vzdálené galaxii. Povaha signálu naznačuje, že se nejednalo o supermasivní černé díry, které jsou součástí jader galaxií. Hmota obou objektů se odhaduje na 29a 36 hmotností Slunce.
Zachycené gravitační vlny po sto letech potvrzují další aspekt Einsteinovy teorie relativity. Jejich význam je ale daleko hlubší. Dá se srovnat s astronomickou revolucí, kterou přinesl objev prvního teleskopu.
 Chleba sice asi levnější nebude, rozhodně ne v dohledné době. Bude možná jednoho vzdáleného dne lehčí nebo těžší, pokud se lidstvo naučí gravitací manipulovat, můžeme říci s úsměvem.
Jaký je momentální a reálný přínos tohoto objevu? Co přesně nám přinese tento nový svět – svět gravitační astronomie?

Existence černých děr

Černé díry jsou velice hmotné objekty, které byly dodnes pouze logickou součástí důmyslných teorií.
 Jejich existence byla teorií předpokládána, předvídána a dokonce propočítána – díky jejich gravitačnímu vlivu na své okolí.
 Jejich existenci potvrzovala řada nepřímých pozorování . Odpovídaly mu pohyby hvězd, které se nacházejí blízko galaktického centra. Díky masivnímu gravitačnímu působení černých děr se tvořily tzv. „gravitační čočky“, které astronomie využívá k průzkumu velice vzdálených objektů. Přímo a jednoznačně se ale zatím černé díry nepodařilo pozorovat. Problém spočívá v našem přístupu k informacím o vesmíru. Zakládají se na identifikaci elektromagnetického záření  - světla, radiovln, rentgenového nebo gamazáření, apod.
Černá díra se ale (z principu věci) dá pozorovat jen velice špatně. V optické části spektra není vidět vůbec. Tyto objekty pozorujeme jen za specifických podmínek na jiných vlnových délkách.
Zachycením gravitačních vln, kterými černé díry při urychlení pohybu deformují časoprostor, se otevřely nové možnosti, nový „kanál“, kterým můžeme přijímat informace o vesmíru kolem nás. Pro pozorovaní černých děr to znamená, že lidstvo získalo první přímý důkaz jejich existence.

Pohyb rychlostí světla

Rychlost světla je v našem vesmíru limitující konstantní rychlostí. Odpovídá maximální rychlosti, kterou se může ve vesmíru pohybovat informace. Touha překonat ji, nebo jí alespoň dosáhnout, je věčným snem, kterého se lidstvo nejspíš v dohledné době nezbaví. Průzkum mechanismů, které k dosažení rychlosti světla vedou, bude mít jistě i v budoucnu vysokou prioritu. Pohybují se i gravitační vlny rychlostí světla? Odpověď na tuto otázku zatím nemáme, vědci na ní ale budou v nejbližší budoucnosti intenzivně pracovat.
Gravitační vlny, které byly zachyceny experimentem LIGO, byly výsledkem souhry náhod. Signál, který nikdo neočekával, byl detektorem identifikován během testovacího provozu. Vědci, obsluhující tento experiment, plánují cílený průzkum objektů, o nichž se domníváme, že vysílají gravitační vlny (tedy tělesa, která jsou momentálně urychlována nebo zpomalována). Budou pak porovnávat elektromagnetické signály, které objekt vyslal, s jeho gravitačními vlnami. Hlavně časová posloupnost jednotlivých pozorovaných jevů by měla dát odpověď na otázku, jak rychle se gravitační vlny vlastně pohybují.
Ale k čemu nám bude znalost rychlosti šíření gravitačních vln?
Analogicky k ostatním silám, které ve vesmíru pozorujeme, by měla být gravitace zprostředkovávána specifickým druhem částic. Dostaly jméno gravitony. Jejich vlastnosti jsou zatím neznámé – pokud se ale podaří definovat rychlost, kterou se gravitace šíří, budeme moci určit hmotnost gravitonů. Částice, které vlastní klidovou hmotnost, nemohou dosáhnout rychlosti světla. Pouze graviton, který klidovou hmotnost nemá,  by se  mohl touto limitující rychlostí pohybovat tak, jak to dělají fotony (částice, které zprostředkovávají elektromagnetickou sílu).

Vývoj vysoce precizní laserové techniky

Vedlejším produktem honby za gravitačními vlnami – je vylepšení techniky, kterou k ní vědci používají.
V minulosti se už mnohokrát ukázalo, že největšího technického rozvoje dosáhlo lidstvo tehdy, když mělo dostatek motivace. Motivací byly bohužel v minulosti nejčastěji různé konflikty a války. Pokud poskytne hledání gravitačních vln podobnou motivaci, je to podle mě možná největší okamžité a reálné pozitivum.

Důkaz kosmických strun

Kosmická struna je defekt vznikající pravděpodobně v raném vesmíru. Jde o tenkou velmi hustou trubici přibližně průměru protonu, která je buďto uzavřená nebo nekonečná. Uzavřené struny se mají tendenci vyzařovat ve formě gravitačních vln. Teorie říká, že se to bude moci pozorovat hlavně tehdy, když se tyto struny „nalomí“. Detektory jako LIGO nebo Virgo by měly umět takto vzniklé gravitační vlny objevit. Nebyl by to sice důkaz teorie strun, byl by to ale pokrok v oblasti základního výzkumu.
Vlastnosti neutronových hvězd
Neutronové hvězdy jsou pozůstatky explozí enormně masivních hvězd, které se v důsledku své obrovské gravitace zhroutily a zahustily natolik, že elektrony a protony jejich hmoty splynuly a vytvořily tak neutrony. Na jejich povrchu panuje extrémně silná gravitace, která z nich tvoří prakticky ideální koule. Přesto na jejich povrchu mohou existovat miniaturní „pohoří“, vysoká jen několik milimetrů. V souvislosti s vysokou rotační rychlostí neutronových hvězd by pak měly být tyto nerovnosti zdrojem gravitačních vln. Pokud neutronové hvězdy těmito vlnami odevzdávají část své energie, měla by se jejich rotace teoreticky zpomalovat. Zachycením jejich gravitačních vln a jejich analýzou se jistě podaří lepší náhled do fyziky těchto zvláštních hvězd.

Hvězdné exploze

Co způsobuje exploze hvězd? Zatímco se některé supermasivní hvězdy hroutí, kolabují a vytvářejí neutronové objekty, z jiných se stávají přímo černé díry. Počítačové simulace sice dokáží napodobit procesy, které v masivních hvězdách probíhají, nedokáží ale počítačový model přivést k explozi. Gravitační vlny slibují nalezení poslední části mozaiky, ze které se vývoj supertěžkých hvězd skládá. Díky jim budou moc vědci v budoucnu stávající modely vylepšit nebo zavrhnout.

Rozpínání vesmíru

Jak rychle se rozpíná náš vesmír? O tom, že k rozpínání vesmíru skutečně dochází, svědčí tzv. červený posuv u vzdálených objektů. Čím větší je vzdálenost mezi námi a těmito zdroji elektromagnetického záření, tím více je zdeformováno spektrum (rozložení jednotlivých komponent) jejich světla. Metoda, kterou konkrétní vzdálenost měříme, je založena na existenci specifického druhu supernov (typu 1a), díky kterým je možné vzdálenosti kalibrovat. Supernovy typu 1a mají totiž teoreticky identické vlastnosti. Platí to pro většinu z nich, bohužel ale ne pro všechny. Odchylky, které pak způsobují chybu v měření vzdáleností, by se mohly díky průzkumu gravitačních vln eieminovat. Gravitační vlny by se mohly stát nezávislým mediem a mohly by pomoci k přesnějšímu měření vesmírných vzdáleností. Stačily by k tomu dostatečně navzájem vzdálené detektory, které umožňují triangulaci (zaměření) zdroje gravitačních vln a z jejich síly vyplývající vzdálenost zdroje.
Od přesnějšího měření vzdáleností je pak už jen malý krok k přesnější definici rozpínání vesmíru.

Raný vesmír

Gravitační vlny by se mohly stát novým „kanálem“, díky kterému budou vědci moci nahlédnout do velice vzdálené minulosti vesmíru. Doposud bylo možno přímo pozorovat jen elektromagnetické záření, které se uvolnilo dlouho po Velkém Třesku. Díky gravitačním vlnám by se mohlo podařit přímo pozorovat následky inflační fáze – enormní expanze vesmíru, která probíhala krátce po jeho vzniku. Právě inflační fáze je jedna z nejtajemnějších jevů, které nám vesmír nabízí k prozkoumání. Rozpínání během ní probíhalo mnohonásobnou rychlostí světla a je důvodem, proč nikdy nemůžeme dohlédnout na konec vesmíru. Pozorujeme totiž vesmír pomocí světla – které je omezeno svou rychlostí, zatímco vesmír se kdysi rozpínal daleko vyšším tempem.

...?...
Velkou neznámou samozřejmě zůstávají všechny ostatní objevy, které si dnes neumíme představit.  Možná díky gravitačním vlnám objevíme nové jevy. Možná vypátráme podstatu temné hmoty, která se v našem vesmíru projevuje pouze svou gravitací.

Objev gravitačních vln otevřel dveře, kterými se nám možná povede vejít do vesmíru. Ta cesta bude nepochybně ještě dlouhá a kamenitá, zároveň ale už dnes svádí Neznámem a slibuje, že odhalí některá dosud nerozluštěná vesmírná tajemství.

Vědci poprvé zachytili gravitační vlny

Signál, na který čekali vědci téměř padesát let, a jehož zveřejnění včera nadchlo odborníky, byl zachycen už v září 2015. Paralelně ho zaregistrovaly oba LIGO-detektory v USA. 

Vědci objevili gravitační vlny, které způsobila vzdálená kolize dvou černých děr. Jev, který je vyvolal, se odehrál už před dlouhou dobou – obě černé díry se nacházejí ve vzdálenosti zhruba 1,3 miliardy světelných let. Jejich hmotnost se odhaduje na 29 a 36 hmotnosti Slunce. Splynuly do jedné větší s hmotností 62 sluncí. Zbylá energie, která odpovídá hmotě tří Sluncí, byla při této masivní katastrofě ve zlomku vteřiny vyzářena ve formě gravitačních vln.

Dvě černé díry, které krouží kolem společného těžiště. Při jejich splynutí do jednoho objektu se během krátké doby uvolní velké množství energie v podobě gravitačních vln. Zdroj: NASA, http://www.jpl.nasa.gov/spaceimages/images/largesize/PIA17562_hires.jpg

Poprvé v historii bylo pozorováno gravitační „zčeření“ časoprostoru na Zemi - a ne jen úbytek hmoty u vzdálené kosmické katastrofy. Před tímto objevem nebyli vědci ani moc jistí tím, že černé díry s hmotností několika desítek Sluncí reálně existují.

Gravitační vlny

Nedají se přímo porovnávat s elektromagnetickými nebo akustickými vlnami. Gravitační „vlny“ jsou pokřivením geometrie vesmírného prostoru. Předpověděl je Albert Einstein rok poté, co v roce 1915 zveřejnil svou všeobecnou teorii relativity. Jejich existence vyplývá z Einsteinových rovnic a většina vědců je v počátku považovala spíše za matematickou hříčku než za reálný jev.
Podle Einsteinovy teorie, jejíž správnost byla  v poslední stovce let mnohokrát potvrzena, se gravitační vlny při svém pohybu vesmírem  projevují deformací tří prostorových dimenzí a času. Gravitace tak podle Einsteina není pouhou silou, ale vlastností čtyř dimenzionálního systému prostoročasu.
Každá hmota deformuje prostoročas a ovlivňuje tak dráhu ostatních těles. V případě, že se hmotná tělesa urychlují, křiví nejen prostor kolem sebe, ale vysílají také speciální vln, kterým říkáme gravitační. Pohybují se rychlostí světla. Pokřivením prostoru je přitom míněn jev, při kterém se mění vzdálenosti jednotlivých bodů hmotných těles. Původně perfektně kruhový objekt mění například svůj tvar na lehce oválný, aby se pak vrátil do svého původního stavu. Tento jev se dá nejlépe přirovnat k šíření akustických vln. Ty stlačují vzduch, gravitace v určitém časovém úseku stlačuje a deformuje prostor.
Gravitační vlny mohou transportovat obrovské množství energie. Přesto jsou tyto vlny těžko prokazatelné, protože prostor je „pevný“ a na jeho pokřivení je potřeba opravdu enormní množství energie.

Druhy a vlastnosti gravitačních vln

Vlastnosti gravitačních vln (například jejich frekvence) závisí na druhu těles,  které je vyvolaly. Čím těžší je těleso, které vlny vyslalo, tím menší frekvenci mají.
Supernovy vysílají například gravitační vlny s frekvencí až 1000 Hz. Rychle rotující neutronové hvězdy, vysílají vlny s frekvencí 10 – 10 000 Hz. Systémy, které se skládají z neutronové hvězdy, která obíhá černou díru, vydávají gravitační vlny s nižší frekvencí. Ta přímo závisí na dobu vzájemného oběhu obou těles. Čím blíže obě tělesa jsou, tím vyšší frekvenci mají jejich gravitační vlny. Dvojice neutronových hvězd může zpočátku vysílat hlubší frekvence, které se postupně zvyšují až dosáhnou několika set Hz. Supermasivní černé díry, které disponují hmotami 100 000 až několik miliard Sluncí, produkují vlny v oblasti kolem milihertzu. Na podzim pozorovaný jev, při kterém se spojily dvě černé díry s hmotnostmi několika  desítek Sluncí, vyprodukovaly vlny s frekvencí pod 100 Hz.

Nepřímý důkaz gravitačních vln

První nepřímý důkaz gravitačních vln přinesli vědci už v sedmdesátých letech. Astronomové Russel Hulse a Joseph Taylor pozorovali dvě neutronové hvězdy, které kroužily kolem společného těžiště, jejichž vzájemná vzdálenost se neustále zmenšovala. Systém přitom ztrácel přesně tolik energie, kolik předpověděl ve své teorii Albert Einstein. Oba vědci dostali za svůj objev v roce 1993 Nobelovu cenu.

Přímý důkaz gravitačních vln

Z šedesátých let pochází první detektor, který měl gravitační vlny prokázat v přímém experimentu. Jeho autor, Joseph Weber, tvrdil, že vlny skutečně zachytil, výsledky jeho experimentů se ale nepovedlo duplikovat. Měření pomocí cylindrického detektoru byla později považována za chybná.
V sedmdesátých letech vědci začali konstruovat přístroje, které používaly laserové interferometry. Jsou složené ze  dvou, k sobě navzájem kolmo postavených ramen, kterými probíhá laserový paprsek. Přicházející gravitační vlny pak obě ramena deformují různým způsobem, což se projeví na laserem vysílaném paprsku a vytvoří specifický druh signálu.
Technologický skok představují experimenty, které opustí povrch Země, aby pracovaly na oběžné dráze nebo ve větší vzdálenosti od Země. Před několika měsíci odstartovala mise LISA Pathfinder, která má měřit gravitační vlny přímo ve vesmíru. Může odhalit i nízkofrekvenční signály, pocházející ze superhmotných černých děr, které se nacházejí v centrech galaxií.
Paralelně s ní pracují a jsou neustále zdokonalovány pozemské detektory LIGO v USA, Virgo v italském městě Sascina a GEO600 v německém Hanoveru.
Z principu věci se dají na pozemském povrchu zachytit signály mezi 30  3000 Hz. Jediným z experimentů,který zpracovává objekty s nízkou frekvencí gravitačních vln, je experiment „Advanced LIGO“ v USA. Umí zachytit i signál, který má méně než 100 Hz.

Jak probíhal experimentální důkaz gravitačních vln na Advanced LIGO

LiGO zahrnuje dvě observatoře. Jedna z ncih se nachází v Hanfordu, ve státě Washington. Druhá je v Livingstonu, ve státě Luisiana. Jsou tak od sebe vzdáleny 3000 kilometrů. Z porovnání gravitačních vln, které se pohybují přesně danou rychlostí (rychlostí světla), se díky rozdílnému času dopadu na oba detektory dá určit místo, odkud k nám přicházejí. Díky velké vzájemné vzdálenosti se také daří eliminovat některé lokální vlivy, které mohou experiment narušit - například vibrace a zemětřesení.
Observatoře jsou postaveny do tvaru písmene „L“. Délka jednotlivých ramen, ve kterých se pohybují laserové paprsky, je kolem 4  kilometrů. Hanfordský experiment vlastní také druhý interferometr, který je dlouhý 2 kilometry.

Schéma interferometru. Zdroj: von MOBle in der Wikipedia auf Englisch [Public domain], via Wikimedia Commons

„Máme něco jako pravý signál!“

První pozorování měla být experimentem „Advanced LIGO“ provedena 18. září. Vědci ale pozorovali dotyčný signál už 14. září. Věnovali se právě přípravám a testům, když je překvapila čistá a tak dlouho předpovídaná modulace. Mnozí z nich zprvu nevěřili, že je „pravá“ a nejedná se o součást testů.
Analyzátor signálů Marco Drago byl první,  kdo signál zaregistroval. Pracuje v německém Hanoveru, kam počítače předávají výsledky experimentů z USA. Spolu se svým kolegou, Andrewem Lundgrenem se pak snažili provolat na pracoviště LIGO do USA. Tam v té  době panovala hluboká noc, takže žádného ze svých kolegů nezastihli. Skvělou zprávu jim zprostředkovaly až hromadné emaily, které skupina vědců z Německa  rozeslala celému týmu: „Zdá se, že máme něco, co vypadá jako pravý signál.“
Díky počítačovým simulacím vědci vědí, jaký signál mají hledat. Teoretičtí fyzici a analyzátoři mohou vypočítat, co se děje při vzájemné kolizi dvou černých děr. Je proto známo, jaké gravitační vlny systém vysílá a jaké efekty pak při zachycení v pozemském detektoru vyvolají. V průběhu minulých let byly propočítány tisíce možných kosmických katastrof a definovány signatury, kterými by se měly projevit.
Oba detektory, jak v Livingstonu, tak Hanfordu (USA) zaregistrovaly stejný signál. V tomto případě odpovídal systému dvou černých děr, které kolem sebe nejprve krouží, aby pak splynuly do jednoho objektu.

Plány do budoucna

V průběhu dalších experimentů, které se mají konat v září 2016, chtějí vědci pozorovat další typické efekty. Během dalšího roku by chtěli zkoumat hmotnosti různých černých děr. V roce 2034 by měl začít pracovat vesmírný detektor eLISA. Ten bude mít jinou konfiguraci a bude se tak moci koncentrovat na měření gravitačních vln jiných těles – černých děr s tisíci nebo milióny hmotností Slunce, nebo dvojic bílých trpaslíků.