Sluneční Soustava
Jupiter | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Loading
 Jupiter je největší planeta sluneční soustavy, v pořadí pátá od Slunce. Sluneční soustava je někdy popisována jako dvojsystém skládající se ze Slunce a Jupiteru jako hlavních dvou členů a dalších menších těles. Jupiter, Saturn, Uran, a Neptun jsou označovány jako plynní obři, či planety jupiterského typu. Jupiter má hmotnost přibližně jedné tisíciny Slunce, což je okolo dva a půl krát více než všechny ostatní planety sluneční soustavy dohromady. Planeta je pojmenována po římském bohu Jovovi (v 1. pádě Jupiter).[1] Symbolem planety je stylizované znázornění božského blesku (v Unicode: ♃). Jupiter byl pozorován již od pradávna, při pohledu ze Země má Jupiter magnitudu -2,8, což z něj činí třetí nejjasnější objekt na noční obloze po Měsíci a Venuši (v některých případech se před Jupiter v jasnosti dostane Mars, když je v ideální pozici během svého oběhu vůči Zemi). Okolo planety se nacházejí slabé prstence, které jsou ze Země špatně viditelné. Současně ho obklopuje silné radiační pole. Při pohledu z okolního vesmíru jsou viditelné horní vrstvy atmosféry rozčleněny v závislosti na planetární šířce do různě barevných pruhů a skvrn, které jsou atmosférickými bouřemi. Nejznámější takovouto bouří je Velká rudá skvrna, která je známá minimálně od 17. století. Dosud není přesně známo, jaké vrstvy planetu tvoří, jelikož současné technické prostředky neumožňují její průzkum do větší hloubky. Předpokládá se, že Jupiter je složen převážně z vodíku, hélia a organických sloučenin. Je možné, že planeta má tvrdé kamenné jádro tvořené těžšími prvky. Jupiter byl prozkoumán několika automatickými sondami, nejčastěji na začátku programu Pioneer a programu Voyager, kdy všechny tyto sondy kolem planety proletěly. Později k Jupiteru zamířila sonda Galileo, která kolem planety po necelých osm let obíhala. Nejnovější data pocházejí ze sondy New Horizons, která v únoru 2007 použila planetu pro zvýšení rychlosti na své cestě k Plutu. V současnosti se plánují další mise do soustavy Jupiteru, které by měly za cíl prozkoumat převážně hypotetické oceány pod ledovou kůrou jeho měsíce Europy. Jupiter má nejméně 63 měsíců. První z nich objevil v roce 1610 Galileo Galilei a nezávisle na něm pravděpodobně i Simon Marius. Jde o čtyři velké měsíce Io, Europu, Ganymed a Callisto (nyní známé jako Galileovy měsíce), u jejichž nebeského pohybu bylo zřetelné, že jeho centrem není Země. Tato skutečnost byla hlavním bodem obhajoby Koperníkovy heliocentrické teorie o pohybu planet; Galileiho vyhlášení podpory Koperníkově teorii jej dostalo do problémů s inkvizicí.
[editovat] Vznik a vývoj planetyJupiter vznikl z protoplanetárního disku před 4,6 až 4,7 miliardami let. Existují dvě hlavní teorie, jak mohly velké plynné planety vzniknout a zformovat se do současné podoby. Jedná se o teorii akrece[2] a teorii gravitačního kolapsu.[3] Teorie akrece předpokládá, že se v protoplanetárním disku postupně slepovaly drobné prachové částice, čímž začaly vznikat větší částice až posléze balvany. Neustálé srážky těles vedly k jejich narůstání, až vznikla tělesa o velikosti několik tisíc kilometrů. Tato velká železokamenitá tělesa se stala zárodky terestrických planet. Předpokládá se, že podobná tělesa mohla vzniknout i ve vzdálenějších oblastech sluneční soustavy, kde vlivem velké gravitace začala strhávat do svého okolí plyn a prach, který se postupně začal nabalovat na pevné jádro, až planeta dorostla do dnešní velikosti.[4] Protože úniková rychlost na povrchu Jupiteru dosahuje 59,54 km/s, což daleko převyšuje tepelnou rychlost molekul, zůstalo na něm nejspíše původní složení atmosféry, kterou nabalil už během vzniku z protoplanetárního disku.[5] Teorie gravitačního kolapsu na druhou stranu předpokládá, že velké planety nevznikaly postupným slepováním drobných částic, ale poměrně rychlým smrštěním z nahuštěného shluku v zárodečném disku podobným způsobem, který je znám při vzniku hvězd. Podle teorie několika gravitačních kolapsů, jejímž autorem je Alan Boss z Carnegie Institution of Washington, byl vznik plynných obrů krátký a v případě Jupiteru trval jen několik století.[3] Vznik velkých Jupiterových měsíců proběhl pravděpodobně stejným způsobem, jako vznikaly kamenné planety. Jelikož je Jupiter poměrně blízko od Slunce vystoupila teplota na povrchu měsíců na vysoké hodnoty, čímž došlo k úniku lehce tavitelných látek z původního disku okolo vznikající planety. [editovat] Fyzikální a chemické vlastnosti[editovat] SloženíSvrchní atmosféra Jupiteru je tvořena z 88 až 92 % vodíkem a zbylých 8 až 12 % připadá na helium vzhledem k poměru plynných molekul těchto plynů. Jelikož je ale molekula hélia přibližně dvakrát hmotnější než molekula vodíku[pozn. 1], složení se změní, pokud se vyjádří v hmotnostních procentech na poměr 75 % připadajících na vodík a 24 % na hélium s tím, že zbývající procento připadne na ostatní prvky obsažené v atmosféře planety. Vnitřní složení planety je rozdílné, jelikož zde dochází k nárůstu ostatních prvků vůči zastoupení vodíku a hélia. Složení v nižších vrstvách je pak 71 hmotnostních % vodíku, 24 hmotnostních % hélia a 5 hmotnostních % ostatních prvků. Atmosféra obsahuje stopová množství methanu, vodní páry, čpavku a křemičitanů. Vyjma těchto hojnějších sloučenin obsahuje atmosféra taktéž malé množství uhlíku, ethanu, sulfanu, neonu, kyslíku, fosforu a síry. Nejvzdálenější vrstva atmosféry obsahuje ledové krystalky zmrzlého čpavku.[6][7] Měření v infračerveném a ultrafialovém světle přinesly údaje, že se v atmosféře nachází i malé množství benzenu a byly objeveny i další uhlovodíky.[8] Atmosférický poměr mezi vodíkem a héliem je velice blízko teoretickému složení původní mlhovině, ze které se zformovala celá sluneční soustava. Nicméně neon obsažený ve svrchní atmosféře je zastoupen pouze poměrem 20 částic na milión, což je okolo desetiny průměrné hodnoty u Slunce.[9] Zastoupení hélia je nízké, dosahuje pouze 80 % zastoupení oproti Slunci. Nízký podíl hélia může být výsledkem srážkové činnosti hélia, kdy se takto dostává do vnitřních oblastí planety.[10] Průměrné zastoupení těžších plynů v atmosféře Jupiteru je přibližně dvakrát až třikrát hojnější než u Slunce. Jak ukazují spektroskopická měření, Saturn je složením nejspíše podobný Jupiteru, naproti tomu další plynní obři jako Uran a Neptun mají relativně mnohem méně vodíku a hélia.[11] Nicméně detailnější data o složení atmosféry a zastoupení těžších prvků u plynných obrů vyjma Jupiteru chybí, jelikož jejich atmosféry zatím nebyly prozkoumány žádnými atmosférickými sondami. [editovat] Hmotnost
Jupiter je téměř 2,5× hmotnější než všechny ostatní planety sluneční soustavy dohromady.[12] Jeho hmotnost ovlivňuje výrazně těžiště (barycentrum) sluneční soustavy. Odchylka způsobená Jupiterem je 742 792 km, čímž by toto těžiště vysouval mimo těleso Slunce.[13] Díky působení ostatních těles sluneční soustavy (především ostatních plynných obrů) je ale těžiště sluneční soustavy 36% času uvnitř Slunce[13] a střední vzdálenost Slunce od tohoto těžiště je 0,00228 AU.[14] Je 317,81×[15] hmotnější než Země, rovníkový poloměr má 11,21×[15] větší a objem 1321×[16] větší než Země. Často je označován za „nepovedenou hvězdu“, i když toto srovnání je značně nepřesné.[17] To, že nalezené extrasolární planety jsou mnohem hmotnější než Jupiter, je způsobeno výběrovým efektem, protože hmotnější průvodci jiných hvězd se současnými prostředky snáze detekují. Naproti tomu velikost poloměru podobné planety už prakticky nezávisí na její hmotnosti, protože větší hmotnost způsobuje pouze další smršťování (dokud nedojde k nastartování termonukleárních reakcí). I přes to, že Jupiter emituje více záření než dostává, nepatří mezi hnědé trpaslíky, jadernou syntézu sice provázejí specifické spektrální čáry, nicméně v každém případě by potřeboval být alespoň 75×[18] hmotnější, aby se mohl stát hnědým trpaslíkem. Jupiter má ve srovnání se Zemí menší hustotu. I přes to, že Jupiterův objem je 1321× větší než objem Země, je pouze 318× hmotnější než Země.[16][19] „Hmotnost Jupiteru“ (MJ or MJup) je často používána jako základní jednotka pro popisování hmotnosti jiných těles, a to hlavně extrasolárních planet a hnědých trpaslíků. Například extrasolární planety HD 209458 b má hmotnost 0,69 MJ, naproti tomu COROT-7b má hmotnost pouze 0,015 MJ.[20] Teoretické modely naznačují, že Jupiter měl dříve mnohem větší hmotnost než má dnes a že se planeta zmenšuje. Pro malé změny hmotnosti by se průměr planety měnil jen nepatrně. Pokud by hmotnost přesáhla hmotnost čtyř Jupiterů, vnitřní oblasti planety by byly natolik stlačené vlivem působící gravitace, takže by vlastně došlo k tomu, že by planeta byla ve výsledku menší, než je dnes.[21] Tato skutečnost vedla některé astronomy k tomu, aby o Jupiteru začali referovat jako o nepovedené hvězdě, i když není známo, jestli procesy vedoucí ke vzniku planet jako Jupiter jsou stejné jako procesy formující vícehvězdné systémy. Aby Jupiter zažehl termonukleární reakci vedoucí ke spalování vodíku a proměně na hvězdu, musel by být přibližně 75× hmotnější. Nejmenší známí červení obři jsou pouze o 30 % větší než Jupiter.[22][23] I vzhledem k této skutečnosti Jupiter vyzařuje více tepla, než dostává od Slunce. Množství tepla vznikajícího uvnitř planety je téměř rovné množství slunečního záření, které od Slunce obdrží.[24] Toto přídavné teplo vzniká Kelvin-Helmholtzovým mechanismem vlivem adiabatické kontrakce. Tento proces vede k planetárnímu smršťování rychlostí přibližně 2 cm za rok.[25] V době vzniku byl Jupiter mnohem teplejší a jeho poloměr byl přibližně dvakrát větší, než je tomu dnes.[26] [editovat] Vnitřní stavba
Jupiter tvoří husté planetární jádro různého složení prvků obklopeného vrstvou tekutého kovového vodíku s obsahem hélia a atmosférou molekulárního vodíku.[25] Za tímto zjednodušením se ale stále skrývá řada tajemství a nejasností. Jádro se často popisuje jako kamenné, ale jeho skutečné detailnější složení je neznámé jako vlastnosti materiálů, které by ho měly tvořit za tlaků a teplot, jenž v jádře této obří planety musí panovat. V roce 1997 byla naznačena existence jádra gravitačním měřením,[25] které naznačilo jeho hmotnost mezi 12 až 45 hmotnostmi Země, což odpovídá přibližně 3 až 15 % celkové hmotnosti Jupiteru.[24][27] Přítomnost jádra byla ale předpokládána i před tímto měřením aspoň po určitý čas historie planety, jelikož modely naznačovaly, že pro vznik planety musela na počátku vzniknout kameno-ledová protoplaneta, která by byla schopna svojí hmotností přitáhnout vodík a hélium z protosluneční mlhoviny. Za předpokladu, že tedy jádro na začátku historie planety existovalo, dá se spekulovat, že bylo obklopeno teplým kovovým vodíkem smíchaným s nataveným či tavícím se jádrem, čímž by se dostaly jeho stavební prvky do vyšších vrstev planety. Mohlo by se tak i stát, že jádro u dnešního Jupiteru neexistuje a že gravitační měření jsou chybná vlivem nekvalitních měření současnou technikou.[25][28] Nepřesnost modelů je spojena s chybou rozpětí u dosud měřených parametrů: jednoho z rotačních koeficientů (J6), použitého k popisu gravitačního momentu planety, Jupiterovo rovníkového poloměru, a jeho teploty při tlaku 1 baru. Sonda Juno plánovaná na rok 2011 by měla přinést zpřesnění těchto údajů a tak učinit pokrok v pochopení problematiky Jupiterovo jádra.[29] Oblast hypotetického jádra je pravděpodobně obklopena hustým kovovým vodíkem, který by se měl rozkládat až do vzdálenosti 78 % poloměru planety.[24] Procesem podobným dešti by hélium a neon měly prostupovat touto vrstvou sníženého zastoupení těchto prvků ve svrchní atmosféře.[10][30] Nad vrstvou kovového vodíku se nachází vrstva tekutého vodíku a dále pak vrsta plynného vodíku, která se rozšiřuje směrem dolů z vrstvy mračen do hloubky asi 1000 km.[24] Namísto ostrého přechodu mezi těmito vrstvami vodíku bude nejspíše přechod pozvolný, kdy jedno skupenství vodíku bude volně přecházet do druhého bez jasně definované hranice.[31][32] Tento hladký přechod se odehrává pokaždé, když je teplota nad kritickou teplotou, která je pro vodík pouhých 33 K.[33] Teplota a tlak uvnitř Jupiteru postupně narůstají směrem k hypotetickému jádru. V oblasti fázového přechodu, kde se tekutý vodík zahřívá natolik, že se stává kovovým, dosahuje teplota nejspíše kolem 10 000 K a tlak dosahuje přibližně 200 GPa. Teplota na hranici jádra je odhadována na 36 000 K a tlak mezi 3000 až 4500 Gpa.[24] [editovat] AtmosféraAtmosféra Jupiteru se skládá z přibližně 89,8 hmotnostních % vodíku a 10,2 % hélia.[16] Atmosféra obsahuje stopové množství methanu, vodních par, amoniaku a „kamení“. Nalézají se zde také nepatrná množství uhlíku, ethanu, sulfanu, neonu, kyslíku, fosfinu a síry.[15] Složení atmosféry se velmi podobá složení sluneční mlhoviny. Saturn má podobné složení, ale Uran a Neptun mají mnohem méně vodíku a hélia. Jednotlivé pásy Jupiterovy atmosféry rotují různou rychlostí; tento efekt byl poprvé pozorován Cassinim (1690). Rotace Jupiterovy polární atmosféry je o 5 minut delší než rotace jeho rovníkové atmosféry. Navíc se pásy mraků různé šíře pohybují proti sobě ve směru stálých větrů. Na hranicích těchto konfliktních proudů vznikají bouře a turbulence. Rychlost větru dosahuje 600 km/h v nejhlubších místech měření za podmínek 20 atm přibižně 150 km pod vrcholkem oblaků.[34] [editovat] Vrstva mračen
Jupiter je permanentně zakryt mračny tvořenými krystalky čpavku a pravděpodobně i hydrosulfidem amonným ((NH4)SH). Mračna se nacházejí v tropopauze, kde jsou roztroušeny v různých výškách známých jako tropické oblasti. Ty se rozdělují mezi světlejší barevné zóny a tmavší pásy. Vzájemná interakce mezi těmito cirkulujícími skupinami se projevuje bouřemi a turbulencemi. Rychlost větrů dosahuje až 100 m/s v oblasti barevných zón,[35] které mohou být každým rokem rozdílné co se šířky, barvy a intenzity týče, ale na druhou stranu jsou dostatečně stabilní, aby je mohli astronomové pozorovat po delší dobu a identifikovat je.[19] Vrstva mraků je mocná pouze 50 km a je tvořená dvěma vrstvami mračen: tenčí nižší vrstvou a silnější čiřejší vrstvou. Je možné, že se pod vrstvou čpavkových mračen nachází vrstva, kde jsou přítomné mraky tvořené vodním ledem, jak naznačují odrazy blesků zaznamenaných v atmosféře Jupiteru. (Voda je polární molekula, která může nést elektrický náboj, takže je schopná separovat kladné a záporné náboje a tak vytvořit blesk.)[24] Takto vzniklé elektrické napětí může být tisíckrát silnější než blesky na Zemi.[36] Bouře ve vodní vrstvě mračen by mohly vznikat vlivem tepla uvolňovaného ve spodních vrstvách planety.[37] Typické oranžové a hnědé zbarvení mračen Jupiteru je způsobeno výstupem sloučenin ze spodnějších oblastí, které jsou následně vystaveny ultrafialovému záření ze Slunce. Složení těchto sloučenin je v současnosti stále neznámé, ale předpokládá se, že budou složeny z fosforu, síry a pravděpodobně i uhlovodíků.[24][38] Tyto barevné sloučeniny, známé jako chromofory, jsou částí teplejších spodních mračen. Zóny jsou tvořeny tehdy, když konvekční buňky tvořené krystalky amoniaku zakryjí nižší mračna.[39] Sklon rotační osy Jupiteru má za následek, že oblasti pólů dostávají méně sluneční radiace než oblasti v okolí rovníku. Proudění tepla probíhající uvnitř planety transportuje více energie do oblasti pólů, nicméně vyrovnává teploty ve vrstvách mračen.[19] [editovat] Velká rudá skvrna a další bouře
Nejvíce známý útvar v atmosféře Jupiteru je Velká rudá skvrna, která je dlouhodobě stabilní anticyklinální bouře větší než Země v oblasti 22° jižní šířky. Existují důkazy, že skvrna byla jistě pozorována minimálně od roku 1831,[40] a pravděpodobně dokonce již od roku 1665.[41] Matematické modely naznačují, že skvrna je stálá a mohla by být dlouhodobě stabilní až permanentní útvar v atmosféře planety.[42] Je dokonce i natolik velká, že je možné jí pozorovat pozemskými teleskopy, které mají clonu větší než 12 cm.[43] Skvrna obíhá v protisměru hodinových ručiček s rotační periodou okolo šesti dní.[44] Velká rudá skrvna je velká v rozmezí 24–40 000 km × 12–14 000 km a je tedy tak velká, že by se do ní vešly dvě až tři Země v průměru.[45] Skvrna vystupuje maximálně okolo 8 km nad okolní vrcholky mračen.[46] Bouře jako tato jsou typickým projevem v atmosférách plynných obrů. V atmosféře Jupiteru se současně vyskytují i bílé a hnědé skvrny, které jsou většinou bezejmenné. Bílé skvrny jsou pravděpodobně tvořeny relativně studenými mračny uvnitř svrchní atmosféry. Hnědé skvrny jsou naproti tomu nejspíše teplejší a nacházejí se v oblasti, kde se zdržují mračna. Tyto bouře mohou trvat od několika hodin až po stovky let. 
Již před přílety sond Voyager (prolétly v roce 1979) bylo patrné, že tyto skvrny nejsou spojeny s žádnými procesy vycházejícími z nitra planety, jelikož se skvrny chovají samostatně bez očividného vztahu k okolní atmosféře. Někdy se pohybují rychleji než okolní vrstvy, jindy pomaleji a mohou současně rotovat i na obě strany vůči okolí. V průběhu existujících záznamů je doloženo, že některé skvrny oběhly planety několikrát bez žádného náznaku spojení s atmosférou či se spodními oblastmi. V roce 2000 vznikla v oblasti jižní polokoule bouře v atmosféře, která je velice podobná Velké rudé skvrně, ale která je menší. Vznikla jako výsledek sloučení několika menších bouří v jednu. Tři menší bílé bouře pozorované již od roku 1938 se spojily v listopadu 2005 a vytvořily tuto novou bouři, která byla pojmenována Ovál BA a pokřtěna přezdívkou Velká rudá skvrna junior. Od doby vzniku narostla její intenzita a došlo ke změně její barvy z bílé na červenou během prosince 2005.[46][47][48] [editovat] Magnetosféra
Jupiter má velmi rozsáhlou a silnou magnetosféru. Jeho magnetické pole lze vidět i ze Země, může se jevit až 5× větší než Měsíc v úplňku, přestože je mnohem vzdálenější. Je přibližně 14krát silnější než zemské, jeho intenzita se pohybuje v rozsahu 4,2 gausse (odpovídá 0,42 mT) v oblasti rovníku a 10 až 14 gaussů (1 až 1,4 mT) v oblastech pólů.[39] Toto magnetické pole vytváří mohutné výrony urychlených částic v Jupiterových radiačních pásech, interaguje s měsícem Io a vytváří vodivou trubici a plazmový prstenec okolo něj. Jupiterova magnetosféra je největší strukturou sluneční soustavy (je větší než magnetosféra Slunce). Věří se, že pole vzniká vířivými proudy uvnitř jádra tvořeného kovovým vodíkem. Pole zachytává ionizované částice ze slunečního větru, čímž dochází ke vzniku vysoceenergetického pole mimo planetu, tzv. magnetosféře. Elektrony z tohoto plazmatického povlaku ionizují mračna oxidu siřičitého ve tvaru torusu vzniklá vulkanickou aktivitou na měsíci Io. Vodíkové částice, uniklé z Jupiterovo atmosféry, jsou taktéž zachyceny v magnetosféře planety. Elektrony v magnetosféře generují silné rádiové signály v rozmezí 0,6–30 MHz.[49] 
Sonda Pioneer v roce 1973 potvrdila existenci Jupiterova mohutného magnetického pole. Citlivé přístroje na palubě odhalily, že Jupiterův „severní“ magnetický pól je na jižním geografickém pólu planety s odchylkou 11 stupňů od jupiterské osy rotace a se středem pole posunutým mimo střed Jupitera, podobně jako je tomu u magnetického pole Země. Pioneer zaznamenal rázovou vlnu jupiterské magnetosféry ještě ve vzdálenosti 26 miliónů kilometrů a magnetický ohon dosahující až za Saturnovu oběžnou dráhu. Údaje ukazují, že velikost tohoto magnetické pole na straně obrácené ke Slunci rychle kolísá v důsledku změn tlaku slunečního větru (tento jev byl blíže zkoumán při dvou misích Voyager). Šoková vlna se nachází přibližně 75 poloměrů od Jupiteru. Bylo objeveno, že proudy vysokoenergetických částic jsou vyvrhovány až k oběžné dráze Země. V jupiterovských radiačních pásech byly nalezeny a naměřeny vysokoenergetické protony, ukázalo se, že mezi Jupiterem a některými jeho měsíci (zvláště Io) protékají elektrické proudy. Všechny čtyři velké měsíce ale leží uvnitř tohoto pole, takže jsou chráněny před slunečním větrem.[24] Magnetosféru obklopuje magnetopauza, která je umístěna na vnitřním okraji přechodové vrstvy magnetosféry, kde se magnetické pole planety stává slabým a neuspořádaným. [editovat] Rádiové vlny JupiteraMagnetosféra Jupiteru způsobuje intenzivní krátké rádiové záblesky z polárních oblastí. Vulkanická aktivita měsíce Io dodává do magnetosféry Jupiteru plyny, které vytvářejí torus částic kolem planety. Jak se Io pohybuje skrze tento torus, dochází vzájemnou interakcí ke vzniku Alfvénových vln, které přenášejí ionizované částice do polárních oblastí, což umožňuje vznik radiových vln vlivem mechanismu cyclotronového astrofyzikálního maseru. Energie je šířena do okolí podél povrchu kuželu. Když Země prochází tímto kuželem, můžou radiové signály přehlušit šum způsobovaný Sluncem. Rádiové vlny Jupitera se šíří vesmírem na frekvencích od 15 do 38 MHz. Pod mez jsou vlny odráženy ionosférou Země a nad mez je intenzita vln příliš malá. Rádiové vlny se dělí na 7 kanálů, tzv. módů, což jsou frekvenční kanály pro vysílání Jupitera a měsíce Io z různých míst a na různých frekvencích.[50] V tabulce jsou tyto módy uvedeny:
[editovat] Planetární prstence
Jupiter má nezřetelný systém planetárních prstenců skládajících se ze tří částí: vnitřního torusu, relativně jasného hlavního prstence a vnějšího slabšího prstence.[51] Oproti prstencům Saturnu nejsou tvořeny ledem, ale spíše prachem.[24] Vnější prstenec je složený z částic podobných kouři, jež byly po dopadech meteoritů vymrštěny z jeho měsíců. Hlavní prstenec je tvořen prachem ze satelitů Adrastea a Metis, který, místo aby spadl zpět na měsíce, je gravitačním působením Jupiteru zachycen a přitahován směrem k planetě.[52] Další impakty pak doplňují nový materiál. Dva široké jemné prstence, které obklopují hlavní, pocházejí z měsíců Thebe a Amalthea. Existuje také velmi řídký a vzdálený vnější prstenec, který krouží kolem Jupiteru opačným směrem.[52] Jeho původ je nejistý, snad je tvořen zachyceným meziplanetárním prachem.[zdroj?] [editovat] Dráha a rotaceJupiter je jediná planeta, jejíž těžiště se Sluncem leží mimo objem Slunce, i když jen o 7 % jeho poloměru.[53] Průměrná vzdálenost mezi Jupiterem a Sluncem je 778 miliónů km (přibližně 5,2 AU) a kolem Slunce oběhne jednou za 11,86 let, což odpovídá 2/5 oběžné doby Saturnu, se kterým má dráhovou rezonanci v poměru 5:2.[54] Sklon osy Jupiteru je ukloněn o 1,31° vzhledem k Zemi. Jelikož Jupiter má oběžnou excentricitu rovnou 0,048, jeho vzdálenost mezi perihéliem a aféliem se mění o 75 miliónů km. Sklon rotační osy Jupiteru je nízký, dosahuje pouze 3,13°. Výsledkem malého sklonu osy se na Jupiteru neprojevují sezónní variace počasí jako v případě Země či Marsu.[55] Jupiter má nejrychlejší rotaci ze všech planet v celé sluneční soustavě, jednu otočku kolem své rotační osy uskuteční za méně než 10 hodin, což vytváří vyklenutí v oblasti rovníku, která je snadno viditelná ze Země i amatérskými dalekohledy. Tato rotace vyžaduje dostředivé zrychlení na rovníku okolo 1,67 m/s², ve srovnání s povrchovou gravitací na rovníku 24,79 m/s²; takže čisté zrychlení v oblasti rovníku je pouze 23,12 m/s². Planeta má tvar rotačního sferoidu, je tedy větší v rovníkovém průměru než při měření průměru přes geografické póly. Rovníkový průměr je o 9275 km delší než polární.[32] Jelikož Jupiter není těleso s pevným povrchem, jeho svrchní atmosféra má rozdílnou rotaci. Rotační doba polárních oblastí je přibližně o 5 minut delší než je rotační doba atmosféry v oblasti rovníku. Pro popis těchto vrstev se používají tři referenční oblasti, když se chce popsat pohyb částic jednotlivými oblastmi. Systém I se používá pro oblasti mezi 10° severní až 10° jižní šířky, jedná se o oblast s nejkratší dobou rotace, která odpovídá 9 hod 50 min a 30 s. Systém II se využívá ve všech dalších oblastech na sever a na jih od 10°, jeho oběžná doba je 9 hod 55 min a 40,6 s. Systém III byl navržen kvůli radioastronomii a odpovídá rotaci planetární magnetosféry, která se uvádí jako oficiální doba rotace Jupiteru.[56] [editovat] PozorováníJupiter je obvykle čtvrtým nejjasnějším objektem na obloze po Slunci, Měsíci a Venuši[39], nicméně někdy se jasnějším než on stane planeta Mars, když se přiblíží více k Zemi. V závislosti na pozici vzhledem k Zemi se mění Jupiterova magnituda od –2,9 v době opozice až na –1,6 v době konjukce. Úhlová velikost Jupiteru se mění mezi 50,1 a 29,8 úhlové vteřiny.[16] Příznivé opozice nastávají, když Jupiter prochází perihéliem – tato událost nastává jednou během oběhu. Jupiter bude v perihéliu v březnu roku 2011 a příznivá opozice nastane v srpnu roku 2010.[57] 
Každých 398,9 dnů obíhání kolem Slunce Země předstihne Jupiter (doba nazývaná synodická perioda). Zdá se, že při tom Jupiter podejde retrográdní dráhu s ohledem na hvězdy v pozadí. Díky tomu to vypadá, že se Jupiter po nějakou dobu pohybuje zpět po noční obloze a utváří tak smyčku. Doba oběhu Jupiteru je 12 let, což je stejně jako počet znamení zvěrokruhu a může to být historický původ těchto znamení.[19] (Vždy, když Jupiter dosáhne opozice, je posunutý na východ o zhruba 30°, což je šířka znamení zvěrokruhu.) Protože oběžná dráha Jupiteru je mimo oběžnou dráhu Země, fázový úhel Jupiteru sledovaného ze Země nikdy nepřekročí 11,5° a většinou je blízko nule. Proto je planeta při pozorování skrze zemské dalekohledy vždy téměř celá osvětlená. Fotografie zčásti zatemněného Jupiteru byly pořízeny pouze při vesmírných misích na tuto planetu.[58] [editovat] Historie pozorováníV roce 1610 Galileo Galilei za pomoci malého dalekohledu objevil čtyři největší měsíce Jupiteru – Io, Europu, Ganymed a Callisto (pro které se později vžil název Galileovy měsíce). Toto pozorování bylo pravděpodobně první pozorování měsíce jiné planety než Země. (Nutno ale poznamenat, že čínský historik astronomie Xi Zezong zaznamenal, že čínský astronom Gan De objevil jeden z měsíců Jupiteru již v roce 362 př. n. l. pouhým okem. Kdyby bylo toto pozorování doložitelné a přesné, předběhlo by Galilea o téměř dvě tisíciletí.)[59][60] Galileo současně tímto jako první objevil, že v nebeské mechanice neobíhají všechna tělesa kolem Země, což později využil ve své práci Mikuláš Koperník pro svůj heliocentrický model. Galileova podpora nového pojetí chápaní vesmíru zapříčinila, že se ocitl ve sporu s inkvizicí.[61] V průběhu 60. let 17. století Giovanni Domenico Cassini použil nový dalekohled, za jehož pomoci objevil skrvny a barevné pásy v atmosféře a to, že planeta má nepravidelný tvar, jelikož je zploštělá na pólech. Současně se mu povedlo určit oběžnou dobu planety.[7] V roce 1690 si Cassini všiml, že atmosféra rotuje různými rychlostmi.[24] 
Velká rudá skvrna je prominentní oválný útvar na jižní polokouli planety, která byla pravděpodobně pozorována již v roce 1664 Robertem Hookem a v roce 1665 Giovannim Cassinim, ale pozorování nejsou zcela průkazná. Nejstarší známý nákres skvrny pochází z roku 1831 od Heinricha Schwabeho.[62] Velká rudá skvrna se měla několikrát mezi lety 1665 až 1708 ztratit z pozorování, než se stala opět jasně viditelnou v roce 1878. K poklesu její viditelnosti mělo taktéž dojít v roce 1883 a na začátku 20. století.[63] Giovanni Alfonso Borelli i Cassini pečlivě zaznamenávali pohyby měsíců do tabulek, což umožnilo předpovídat přesné časy, kdy měsíce přejdou přes Jupiterem a jestli přejdou před planetou či za planetou vzhledem k pozorovateli. V 70. letech 17. století ale bylo pozorováno, že když je Jupiter na druhé straně od Slunce než je Země, předpokládané časy pozorování se zpožďovaly o 17 minut. Ole Rømer odvodil, že pozorování tak není okamžité, čehož bylo později využito pro určení rychlosti světla.[64] V roce 1892 pozoroval Edward Emerson Barnard pátý měsíc Jupiteru za pomoci dalekohledu se zrcadlem 910 mm na Lickově observartoři v Kalifornii. Objev tohoto relativně malého objektu, svědčící o jeho bystrému zraku, ho rychle proslavil. Měsíc byl později pojmenován Amalthea.[65] Objevení tohoto měsíce se stalo současně i posledním objevem měsíce za pomoci přímého pozorování.[66] Dalších osm měsíců objevila až sonda Voyager 1 během průletu v roce 1979. 
V roce 1932 Rupert Wildt identifikoval ve spektrálních čarách Jupiteru čpavek a methan.[67] Tři dlouhotrvající anticyklóny vyskytující se poblíž sebe v podobě bílých oválů byly pozorovány v roce 1938, ale i po několika desetiletích pozorování se stále nacházejí individuálně v atmosféře Jupiteru a to i přes to, že se občas k sobě přibližují. Nespojily se až do roku 1998, kdy se spojily první dvě, a třetí pohltily v roce 2000, čímž vznikla struktura zvaná Oval BA.[68] V roce 1955 Bernard Burke a Keneth Franklin objevili záblesky radiového signálu přicházejícího z Jupiteru na frekvenci 22,2 MHz.[24] Tyto záblesky se shodují s dobou rotace planety, čehož taktéž vědci využili pro zpřesnění doby rotace planety. Signály z Jupiteru přicházejí na Zemi ve dvou formách: dlouhé záblesky (L-záblesky) trvající několik sekund a krátké záblesky (či S-záblesky), které trvají jen setiny vteřiny.[69] Z Jupiteru vycházejí tři druhy radiového signálu:
[editovat] Průzkum kosmickými sondamiOd roku 1973 navštívilo Jupiter několik automatických sond. Lety k jiným planetám vyžadují velké množství energie pro dosažení potřebné rychlosti, která umožní uniknout tělesu z gravitačního vlivu Země a dosažení cílové planety. Pro dosažení Jupiteru musí tělesa ze Země dosáhnout rychlosti delta-v 9,2 km/s,[72], která je srovnatelná s rychlostí 9,7 km/s potřebnou pro dosažení pozemské nízké oběžné dráhy.[73] Naštěstí je pro dosažení Jupiteru možné použít gravitačního praku jiných planet, což výrazně snižuje energetické nároky na sondy, které k Jupiteru směřují. Metoda gravitačního praku tak přispívá ke značnému snížení nákladů sond na cestu, ale na druhou stranu prodlužuje násobně dobu jejich letu a dosažení cílové planety.[72] [editovat] Průlety
Na začátku roku 1973 provedlo několik sond gravitační manévr v okolí planety, což přineslo množství příležitostí ke studiu planety. Mise Pioneer pořídily první barevné snímky Jupiterovo atmosféry a několik jeho měsíců z blízka. Objevily, že se kolem planety nacházejí značně silnější radiační pásy, než se očekávalo, ale i přes to obě sondy přežily průlet radiační oblastí. Pro zlepšení odhadu hmotnosti Joviánského systému byly následně využity změny trajektorie jejich letu. Průlet také pomohl zpřesnit velikost planety a velikost polárního zploštění.[19][74] O šest let později k dalšímu porozumění Jupiteru a Galileovo měsícům přispěly sondy Voyager, které objevily i prstence Jupiteru. Současně potvrdily, že Velká rudá skvrna je anticyklóna. Porovnání snímků ukázalo, že se skvrna od doby průletu sond Pioneer změnila z oranžové barvy na tmavě hnědou. Okolo oběžné dráhy měsíce Io byl objeven ionizovaný ohon a došlo k pozorování i sopek na povrchu tohoto měsíce, některé zrovna během erupcí. Když sondy přeletěly planetu a ocitly se za ní, pozorovaly blesky na noční straně planety v její atmosféře.[6][19] Další mise, která navštívila Jupiter, byla sluneční sonda Ulysses, která provedla průlet kolem Jupiteru, aby se dostala na polární orbitu kolem Slunce. Během průletu sonda zkoumala magnetosféru planety, jelikož ale sonda nebyla vybavena žádnými kamerami, z mise nejsou dostupné snímky. Druhý průlet kolem Jupiteru proběhl o šest let později ve značně větší vzdálenosti.[75] V roce 2000 sonda Cassini na své cestě k Saturnu prolétla kolem Jupiteru, během čehož pořídila několik snímků ve vysokém rozlišení. 19. prosince 2000 pořídila sonda snímek měsíce Himalia, ale rozlišení snímku bylo příliš nízké, než aby bylo možné vidět nějaké detaily povrchu.[76] Sonda New Horizons na své cestě k Plutu proletěla okolo Jupiteru, když využila jeho gravitaci pro získání rychlosti. Nejblíže se přiblížila k planetě 28. února 2007.[77] Kamera na palubě sondy se zaměřila na pozorování a měření výtrysků plazmy ze sopek na Io a současně studovala i další velké Galileovo měsíce a vnější měsíce Himalia a Elara.[78] Snímkování Jupiterovo systému začalo 4. září 2006.[79][80] [editovat] Mise Galileo
Zatím jediná sonda, která obíhala kolem Jupiteru, je Sonda Galileo, která tak činila od 7. prosince 1995, kdy byla navedena na oběžnou dráhu kolem planety. Kolem planety následně obíhala po dobu delší než 7 let, během kterých uskutečnila mnoho obletů kolem Galileových měsíců a měsíce Amalthea. Sonda byla současně svědkem dopadu komety Shoemaker-Levy 9 do atmosféry Jupiteru v roce 1994, i když tehdy ještě nebyla navedena na oběžnou dráhu planety. I když získané množství dat bylo obrovské, misi poznamenala špatně rozvinutá parabolická anténa pro přenos dat, což zmenšilo množství přenesených informací převážně v podobně obrázků.[81] V červenci 1995 byla ze sondy uvolněna atmosférická sonda, která vstoupila do atmosféry planety 7. prosince. Sonda následně na padáku padala 150 km po dobu 57,6 minuty, během kterých získávala data. Po této době byla sonda rozdrcena tlakem, který v atmosféře panuje.[82] Nefunkční sonda se následně, jak padala níže, nejspíše celá roztavila a pak se vypařila. Podobný osud postihl i sondu Galileo na konci svého funkčního období, když byla 21. září 2003 uměle navedena do atmosféry rychlosti 50 km/s. Takto řízené zničení sondy mělo zabránit potenciální kontaminaci Europy pozemským životem, který mohl přežít sterilizaci sondy.[81] [editovat] Budoucí a zrušené miseNASA plánuje misi nazvanou Juno, která by měla studovat Jupiter z polární dráhy, vypuštěna by měla být v roce 2011.[83] ESA společně s NASA plánuje i další misi Europa Jupiter System Mission (EJSM) pro průzkum Jupiteru a jeho měsíců, v únoru 2009 došlo k dohodě mezi agenturami, že tato mise dostane přednost před misí Titan Saturn System Mission.[84][85] Příspěvek ESA bude i tak nadále čelit konkurenci ze strany ostatních financování projektů ESA.[86] Předpokládá se, že by případně start měl proběhnout okolo roku 2020. Sonda by se měla skládat z části pod patronací NASA zvané Jupiter Europa Orbiter a částí pod správou ESA v podobě modulu Jupiter Ganymede Orbiter.[87] Americká i Evropská sonda budou zcela oddělené, samostatně odstartují do vesmíru a samostatně k Jupiteru doletí. Každá ze sond JGO a JEO bude primárně zaměřena na jeden měsíc a sekundárně na další, každá tedy bude zkoumat dva ze 4 velkých měsíců největší planety.[88] Jelikož existuje možnost, že se pod povrchem Jupiterových měsíců Europy, Ganymedu a Callisto nacházejí oceány tvořené tekutinou, jsou tyto ledové měsíce předmětem zájmu vědců. Problémy s rozpočtem způsobilo zpoždění sond, které měly některý z těchto světů prozkoumat. V roce 2005 došlo ke zrušení mise Jupiter Icy Moons Orbiter v rámci programu NASA.[89] Obdobně ESA zvažovala misi Jovian Europa Orbiter,[90] ale byla později nahrazena misí Europa Jupiter System Mission (EJSM). [editovat] Jupiterovy měsíce
Jupiter má 63 měsíců pojmenovaných měsíců. Z toho 47 jich je menších než 10 kilometrů v průměru a všechny tyto měsíce byly objeveny až po roce 1975. Čtyři největší měsíce, známé jako „galileovské měsíce“ jsou Io, Europa, Ganymed a Callisto. [editovat] Galileovské měsíceOběžné dráhy Io, Europy a Ganymeda vykazují dráhovou rezonanci (tzv. Laplaceova rezonance); na každé čtyři oběhy Io kolem Jupiteru uskuteční Europa přesně dva oběhy a Ganymed přesně jeden. Tato rezonance způsobuje gravitační efekt deformující dráhy těchto tří měsíců do eliptických křivek, poněvadž každý z těchto měsíců obdrží vždy na stejném místě oběžné dráhy od svých sousedů tah navíc.[91] Na druhou stranu slapové síly Jupiteru mají tendenci držet měsíce v kruhových drahách. Tato přetahovaná způsobuje pravidelné změny tvarů těchto tří měsíců, Jupiterova gravitace napíná měsíce mnohem silněji v jemu bližší části oběžné dráhy a dovoluje opětovné smrštění do kulovitějšího tvaru ve vzdálenější části dráhy. Tyto změny tvaru způsobují slapové ohřívání jader měsíců. Nejdramatičtěji se to projevuje neobyčejnou vulkanickou aktivitou Io a o něco méně dramaticky geologicky mladým povrchem Europy značícím nedávné zalití povrchu tekutou hmotou z nitra. Odhaduje se, že věk povrchu Europy je pouze 20 až 180 miliónů let.[92]
[editovat] Rozdělení měsíců JupiteruDříve se mělo za to, že Jupiterovy měsíce lze rozdělit do čtyř skupin po čtyřech, ale protože poslední objevy mnoha nových malých vzdálených měsíců toto rozdělení zkomplikovaly, převládá nyní členění na šest hlavních skupin, i když některé jsou různorodější než jiné. Rozdělení do skupin může mít hlubší význam, protože některé skupiny mohly vzniknout ze společného základu – většího měsíce nebo zachyceného tělesa, které se rozpadlo na více kusů. Základní rozdělení je na nepravidelné a pravidelné měsíce. Pravidelné je skupina osmi vnitřních měsíců, které mají téměř kruhovou dráhu poblíž roviny Jupiterovo rovníku a u nichž se věří, že vznikly společně s Jupiterem. Zbývající nepravidelné měsíce neznámého počtu o různých drahách jsou pravděpodobně tělesa, která byla později zachycena a která vznikla v jiných částech soustavy. Skupiny měsíců, které mají podobné parametry oběžné dráhy mohou být fragmenty většího měsíce, který byl silou Jupiteru rozdrcen na menší části.[93][94]
[editovat] Vliv na sluneční soustavuSpolečně se Sluncem přispěl Jupiter gravitačním působením k zformování sluneční soustavy. Oběžné dráhy většiny planet leží blíže oběžné rovině Jupiteru než rovníkové rovině Slunce (vyjma Merkuru, který je jediná planeta ležící blíže sluneční rovině rovníku). Kirkwoodova mezera v pásu asteroidů je pravděpodobně způsobena Jupiterem, který mohl způsobit i období pozdního těžkého bombardování vnitřních planet sluneční soustavy.[96] 
Gravitační pole ovládá kromě Jupiterových měsíců i množství asteroidů, které se nacházejí v Lagrangeovo bodě před i za Jupiterem a které společně s ním obíhají kolem Slunce. Tyto asteroidy jsou známé jako Trojáni. První asteroid 588 Achilles byl objeven v roce 1906 Maxem Wolfem a od té doby jich bylo objeveno více jak dva tisíce.[97] Největší z nich je 624 Hektor. [editovat] Dopady
Jupiter se pro jeho obrovské gravitační působení, které vytváří kolem planety značnou gravitační studni, někdy označuje jako vysavač vakua ve sluneční soustavě.[99] Z toho důvodu je nejčastějším cílem dopadů komet ve sluneční soustavě.[100] Dříve se předpokládalo, že planeta funguje jako štít pro vnitřní planety před dopady komet, ale pozdější počítačové modelace naznačují, že pouhá přítomnost Jupiteru nezmenšuje významně množství komet, které do vnitřní části soustavy procházejí, jelikož jeho gravitační působení některé komety přitáhne a stejný počet jen odkloní a opět odhodí do okolního prostoru.[101] Obecně ale nepanuje mezi astronomy shoda, jestli Jupiter chrání Zemi před kometami či ne. Uvažují, že sice může zachycovat nebezpečné komety ze vzdáleného Oortova mračna, ale na druhou stranu může způsobovat změny drah komet v bližším Kuiperově pásu tak, že mohou být nebezpečné pro Zemi.[102] V roce 1997 průzkum historických kreseb naznačil, že astronom Cassini pravděpodobně pozoroval v roce 1690 jizvu způsobenou dopadem neznámého tělesa na Jupiter. U dalších 8 podobných případů studie tuto možnost vyloučila nebo naznačila jen malou pravděpodobnost, že se jednalo o impakt.[103] V období 16. – 22. července 1994 dopadlo na jižní polokouli Jupiteru více než 20 částí rozpadlého jádra komety Shoemaker-Levy 9, což dalo příležitost k prvnímu přímému pozorování srážky dvou těles ve sluneční soustavě. Kolize komety přinesla důležité poznatky o složení atmosféry Jupiteru.[104][105] 19. července 2009 bylo v atmosféře Jupiteru objeveno místo dopadu dalšího tělesa, které se nacházelo přibližně na 216° zeměpisné délky.[106][107] Impakt za sebou zanechal velkou černou skvrnu, která velikostí odpovídala Oválu BA (útvaru v jupiterově atmosféře podobnému Velké rudé skvrně). Pozorování v infračerveném spektru ukázalo jasnější oblast poblíž jižního pólu planety, vyznačující místo vstupu do atmosféry, zahřáté třením tělesa při jeho sestupu.[108] [editovat] Možnost životaV roce 1953 Millerův-Ureyův experiment ukázal, že kombinací blesků a chemických sloučenin existujících v atmosféře primitivní Země je možné vytvořit z organických sloučenin obsahujících aminokyseliny složitější organické sloučeniny, které mohou sloužit jako základní stavební kameny života. Simulovaná atmosféra obsahovala vodu, methan, čpavek a molekulární vodík, všechny sloučeniny, které je možné pozorovat v atmosféře Jupiteru. Nicméně atmosféra Jupiteru má silnou vertikální cirkulaci, která by mohla tyto komponenty zanášet do spodních vrstev atmosféry, kde by vysoká teplota způsobila jejich rozpad a tak i bránila vzniku podobného života, jaký existuje na Zemi.[109] Je vysoce nepravděpodobné, že by se na Jupiteru nacházel život podobný tomu pozemskému, jelikož se zde vyskytuje jen malé množství vody v atmosféře a případný pevný povrch planety by byl vystaven extrémnímu tlaku. Nicméně před průlety sond Voyager v roce 1976 se objevily hypotetické spekulace naznačující možnost existence života založeného na vodě či čpavku, který by se vyvíjel ve svrchních vrstvách atmosféry. Tato hypotéza je založena na životě v pozemských mořích, kde se jednoduché organismy v podobě planktonu vyskytují ve svrchních vrstvách a pod nimi se pak nacházejí ryby konzumující právě plankton a predátoři lovící ryby.[110][111] [editovat] Jupiter v kultuře[editovat] AstrologieJupiter je znám již od dávných dob, jelikož je viditelný pouhým okem na noční obloze a příležitostně se dá pozorovat i přes den, když je Slunce nízko nad obzorem.[112] Pro Babyloňany představoval Jupiter boha Marduka, jeho 12letá oběžná doba okolo ekliptiky byla využívána pro určení babylonského zvěrokruhu.[19][113] Číňané, Korejci, Japonci a Vietnamci hovoří o planetě jako o „dřevěné hvězdě, zápis pomocí čínských znaků 木星,[114] spojené s pěti elementy dle čínské filosofie. Řekové Jupiter nazývali Φαέθων, Phaethon, „planoucí“. Ve védské astrologii pojmenovali hinduističtí astrologové planetu po bohovi Brhaspati, učiteli všech ostatních bohů, který je často nazýván „Guru“.[115] V angličtině je den čtvrtek (ang. Thursday) spojen s bohem Thórem (Thor's day), který je taktéž spojován s Jupiterem v severské mytologii.[116] Římané pojmenovali planetu po bohu Jupiteru (také zvaný Jova), který byl hlavním bohem římské mytologie. Jeho jméno pochází z protoindoevropského vokativa *dyeu ph2ter, znamenající „Bůh Otec“.[1] Astronomický symbol pro planetu, V angličtině se jako přídavné jméno od Jupiteru dnes používá slovo jovian. Dříve – převážně astrology ve středověku – používaná forma jovial (česky žoviální) dnes znamená veselý či šťastný, což odráží astrologickou charakteristiku planety.[118] Webová stránka byla vytvořena pomocí on-line webgenerátoru WebSnadno.cz |
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
