Planety
Jupiter po Galileovi Jan Verfl, Václav Laifr Po téměř osmi letech pobytu na oběžné dráze obří planety ukončí 21. září tohoto roku sonda Galileo svůj aktivní život pádem do atmosféry planety. Sondě, která i přes nekonečnou sérii problémů dokázala více než ztrojnásobit svoji původní misi, totiž pomalu dochází palivo a řízený zánik je tak jakousi ochranou životního prostředí na galileovských měsících (především Europě), které by mohlo hostit primitivní život, před nárazem více než tunového monstra. Nyní se ale podíváme do roku 1996, kdy Galileo k Jupiteru teprve přilétal…
Galileo přilétá k Jupiteru (Václav Laifr) Po téměř čtyřech miliardách kilometrů cesty dosahuje sonda Galileo konečně svého cíle. Na oběžnou dráhu kolem Jupitera přilétá 7. 12. 1995, více než šest let po vypuštění a 18 let od zahájení projektu. Mise byla schválena v září 1977, jen několik týdnů po vyslání dvojice sond Voyager 1 a 2. Plánovalo se, že sonda bude obíhat Jupiter a podrobně po dva roky studovat planetu, její měsíce a její intenzívní magnetosféru. Co je však nejdůležitější, Galileo má do Jupiterovy atmosféry spustit první vědeckou sondu. Ta během sestupu padákem uskuteční měření složení a struktury atmosféry planety.
Kalisto, nejvzdálenější z galileovských měsíců, je nejvíce krátery posetým tělesem sluneční soustavy. Sonda Galileo se dostane ke každému z galileovských měsíců 20 – 100× blíže než Voyagery 1 a 2. Kamery (vybavené moderními CCD čipy) a spektrometry na palubě sondy tak spatří na jejich povrchu daleko více detailů. Sonda také nese mapovací spektrometr pro oblast blízkého infračerveného záření (NIMS), jenž stěží mohl být na palubě Voyagerů, které nesly technologii počátku sedmdesátých let. Navíc, dvouletá mise sondy Galileo dovolí sledovat změny, k nimž dochází v soustavě v průběhu času, a provést doplňující pozorování k dřívějším objevům.
Jupiterova soustava
Trnitá cesta Galilea
Jupiterova soustava se čtyřmi velkými a nejméně dvanácti menšími měsíci (dnes již celkem 60, pozn. red.), prstencem a magnetosférou 1200× výraznější, než má planeta Země, je téměř věrnou zmenšeninou sluneční soustavy a je tak nazývána plným právem. Samotná planeta je více než 1000× objemnější než Země. Její atmosféra se může chlubit obrovskými bouřemi, z nichž jedna, Velká rudá skvrna, má více než dvakrát větší průměr než naše planeta a trvá již nejméně 300 let. Čtyři velké galileovské měsíce Io, Europa, Ganymed a Kalisto jsou samy o sobě fascinujícími světy. Zahřívání měsíce Io Jupiterovou slapovou silou je původcem sopečné činnosti na tomto tělese. Pod rozpraskaným ledovým povrchem měsíce Europy se možná nachází oceán tekuté vody. Ganymed, největší měsíc ve sluneční soustavě (dokonce větší než Merkur a Pluto), je zbrázděn nezvyklými rýhovitými terénními útvary, což svědčí o působení obrovských tektonických tlaků.
Sonda Galileo měla být původně vynesena raketoplánem už v roce 1982. Zůstala však na
Zemi pro opakovaná zpoždění ve vývoji raketoplánu i raketového stupně, který měl sondu odstartovat z oběžné dráhy kolem Země. Katastrofa Challengeru v lednu 1986 oddálila misi o další tři roky. Následně byl zrušen projekt rakety Centaur, která by byla sondě umožnila doletět k Jupiteru po přímé dráze za přibližně dva a půl roku. Sonda proto musela použít složité trajektorie Venuše-Země-Země, která si vyžádala 6 let a gravitačně ji urychlila tak, aby měla dostatečnou energii k cestě k Jupiteru. 18. října 1989 vynesl konečně raketoplán Atlantis na dráhu kolem Země oběžnou část sondy dlouhou 5,3 m a vážící 1291 kg (plus navíc ještě 1089 kg paliva) s atmosférickou sondou o hmotnosti 338 kg. Několik hodin nato byl zažehnut raketový motor na tuhé palivo a odstartoval sondu na cestu k Venuši. Setkání s Venuší v únoru 1990 navedlo sondu Galileo zpět na průlet kolem Země, ke kterému došlo v prosinci 1990. Země ji vymrštila za dráhu Marsu, kde sonda v říjnu 1991 uskutečnila první blízký průlet kolem planetky (951) Gaspra. Druhý průlet kolem Země v prosinci 1992 udělil sondě příslušnou kosmickou rychlost a nasměroval její let k Jupiteru. V srpnu 1993, proletěla okolo dalšího asteroidu – (243) Ida. Překvapivě však nalezla malý měsíček Dactyl obíhající kolem Idy. To bylo poprvé, co byl objeven měsíc na oběžné dráze kolem planetky. Ne všechno však bylo na palubě v pořádku. Sonda měla používat vysokoziskovou anténu o průměru 4,8 m sestrojenou tak, aby se rozevřela podobně jako obrovský deštník.
Galileo přilétá k Jupiteru (ilustrace)
Speciál 2003
11
Planety
Planetka Ida a její měsíček Dactyl
Z důvodu intenzivnějšího slunečního záření v blízkostí dráhy Venuše byla ponechána zavřená až do doby po prvním průletu kolem Země. Během testů v dubnu 1991 se ji ovšem překvapivě nepodařilo otevřít – tři z jejích 16 žeber se neuvolnila správně a všechny pokusy o odstranění tohoto problému selhaly. Jak měla sonda Galileo vysílat data od Jupitera – na vzdálenost šesti až devíti set miliónů km bez své vysokoziskové antény?
Pomalý proud dat Vědci a inženýři pracující na projektu tedy vynalezli důmyslné postupy, jak získat co nejvíce ze slabé nízkoziskové antény, kterou použili jako náhradu. Protože sonda Galileo obíhá kolem Jupitera po elipse, největší vědecká aktivita nastává během sedmidenní části každého obletu kolem největšího přiblížení k planetě. V těchto obdobích se pokaždé uskuteční nejméně jeden těsný průlet kolem některého z galileovských měsíců, při němž se sonda přiblíží až na vzdálenost 200 km, a většinou také doplňující průlet kolem jiného měsíce ve větší vzdálenosti (20 000 – 100 000 km). Nápor dat při každé z těchto sedmidenních návštěv zcela zaplaví palubní páskový magnetofon, který je schopen pojmout jen asi 900 MB dat, což je asi čtvrtina kapacity pevného disku moderního osobního počítače. Vědci naprogramovali sondu tak, aby získaná data pomalu přehrávala během svého jednoaž dvouměsíčního putování po oběžné dráze před dalším přiblížením k Jupiteru. Předtím, než selhala vysokozisková anténa, plánovali inženýři pracující na Galileu, že se data budou vysílat rychlostí až 134 000 bitů za sekundu (jeden běžný snímek má přibližně 5 miliónů bitů). Při použití antény s nízkým výkonem mohly přijímací stanice na Zemi dostávat od sondy nacházející se u Jupitera pouze 10 bitů za sekundu. Tuto rychlost
12
výrazně zvýšila instalace nových přijímačů a napájecích trychtýřů na radioteleskopech Deep Space Network, které signály na Zemi přijímají. Tyto úpravy snižují šum pozadí a dovolují se sondou Galileo komunikovat rychlostí až 160 bitů za vteřinu. Inženýři z galileovského týmu též vyvinuli nové způsoby komprese dat vysílaných sondou, takže se za pomoci složitých matematických kódů přenáší stejná informace v méně bitech. Aby se snížil objem dat, bude každý z jedenácti vědeckých přístrojů svá data ještě před uložením na magnetofonový pásek editovat. Z pásku se pak nahrají do paměti centrálního počítače, kde je nové algoritmy, napsané inženýry a vědci z týmu Galileo, dále uspořádají a zkomprimují. Jen informace opravdu důležité pro dosažení vědeckých cílů mise budou zachovány a odeslány na Zemi.
Zkoumání atmosféry Pro sondu Galileo již mise u Jupitera začala. 13. července (1995) se od ní oddělila část pro vstup do atmosféry a byla nasměrována na ohnivý sestup do Jupiterovy rovníkové oblasti, načasovaný na 7. prosince. Galileo se během prvního dne po příletu k planetě nejvíce přiblíží k Jupiteru na 216 452 km od svrchní vrstvy mračen (přibližně 3 Jupiterovy poloměry). Deset minut nato zahájí atmosférická sonda sestup do atmosféry rychlostí 47,4 km/s. Třením při vstupu do atmosféry shoří asi dvě třetiny jejího tepelného štítu. Za necelé dvě minuty sonda zpomalí na 0,8 km/s, přičemž bude stále ještě asi 20 km nad Jupiterovou oblačností. Výbuchem nálože se rozevře padák, který vyjme vlastní pouzdro sondy z tepelného štítu. To pak bude za pomoci padáku pomalu sestupovat atmosférou. Během sestupu bude sonda měřit teplotu, tlak, hustotu, složení atmosféry, ale i velikost částic, z nichž se oblačné vrstvy skládají, a také množství pronikajícího slunečního světla. Sonda bude také pátrat po stopách výskytu blesků. Oběžná část sondy bude data z atmosféry zaznamenávat celkem 75 minut, během nichž pouzdro sestoupí do hloubky odpovídající tlaku 20 atmosfér, tj. asi 160 km pod svrchní vrstvy Jupiterovy oblačnosti. Mise atmosférické sondy možná skončí ještě o něco dříve, než vyprší oněch 75 minut. Vzrůstající atmosférický tlak může poškodit konstrukci, která nese jednotlivé přístroje, a rostoucí teplota pravděpodobně spálí elek-
Speciál 2003
troniku. Bude také již docházet elektrická energie z baterie sondy.
„Oběžné smyčky“ kolem Jupitera Po skončení přenosu z atmosférické sondy je pro sondu Galileo v pořadí dalším úkolem připravit se na zážeh, který umožní navedení na kritickou oběžnou dráhu. Sedmačtyřicetiminutový zážeh hlavního motoru zpomalí sondu natolik, aby mohla být zachycena na protáhlou oběžnou dráhu kolem Jupitera. Speciální software, který chrání systém před chybami a nachází se na palubě sondy, zaručuje, že se data z atmosféry přenesou a že bude proveden zážeh, i když na sondě dojde k dalším selháním. První oběh sondy Galileo kolem Jupitera je nejdelší. Potrvá 209 dní a bude využit pro pomalé vysílání dat získaných atmosférickou sondou a záběrů měsíce Europy, jež byly pořízeny během příletu k Jupiteru. Sonda bude také vysílat data z průběžných měření Jupiterova magnetického pole a výskytu nabitých částic. V nejvzdálenějším bodě dráhy, ve vzdálenosti asi 275 Jupiterových poloměrů (19,7 mil. km, 0,13 AU), se znovu spustí hlavní motor, aby sondu navedl na setkání s dalším z měsíců, Ganymedem. Galileo proletí kolem Ganymedu ve vzdálenosti pouhých 500 km, více než stokrát blíže, než se k tomuto měsíci dostaly Voyagery. Navíc k získaným vědeckým pozorováním tento průlet sondu gravitačně urychlí tak, že se její oběžná doba zkrátí z 209 na 64 dní. Druhý průlet kolem Ganymedu v ještě těsnější vzdálenosti dvou set kilometrů sklopí oběžnou rovinu sondy, aby odpovídala oběžné rovině galileovských měsíců, a tak umožní později první setkání s měsícem Kalisto na vzdálenost 1232 km. Až se sonda Galileo dostane do této roviny, opakovaně během příštího roku navštíví Europu, Ganymed a Kalisto. Bohužel není možný návrat k měsíci Io, protože druhý průlet intenzivními radiačními pásy v takové blízkostí Jupitera by poškodil palubní elektroniku. Celkem se chystá 11 obletů sondy kolem Jupitera. Mise sondy Galileo formálně skončí 6. 11. 1997 průletem kolem Europy. Inženýři očekávají, že tou dobou již bude téměř vyčerpáno palivo potřebné na korekce dráhy a letové polohy. Navíc, energie z nukleárních generátorů začne být příliš málo na to, aby mohly být udrženy v chodu všechny vědecké přístroje najednou. Také vystavení radiaci Jupiterových pásů energeticky nabitých částic začne působit závady
Planety
Snímky v pravých (nahoře) i falešných (dole) barvách ukazují jednu z tzv. horkých skvrn jako tmavší útvar nepravidelného tvaru
Počítačově simulovaný trojrozměrný pohled do Jupiterovy atmosféry v oblasti mezi dvěma nejvýznamnějšími vrstvami oblačnosti
elektroniky. Pokud však zůstane dost paliva a energie, letový tým doufá, že se uskuteční několik dalších oběhů a vědecká mise sondy se prodlouží, jak to jen bude možné.
plánovány dopředu. Očekává se, že kamery sondy u Jupitera pořídí 900 až 1400 snímků, což je bolestná redukce původně plánovaného počtu 50 tisíc záběrů.
To nejlepší ještě přijde Navzdory závadě vysokoziskové antény a problémům s palubním páskovým magnetofonem se očekává, že mise Galileo dosáhne 70% původních vědeckých cílů. Měření sondy vyslané do Jupiterovy atmosféry, která jsou nejdůležitějším vědeckým úkolem, nebudou o nic ošizena. Podaří se také získat kompoziční mapy a snímky tří galileovských měsíců ve vysokém rozlišení. Sonda bude po dva roky průběžně sledovat Jupiterovu magnetosféru. Největšími vědeckými ztrátami budou nepořízené detailní snímky měsíce Io a nemožnost dlouhodobě sledovat dynamiku pohybu mračen v Jupiterově atmosféře, což je úkol, který by vyžadoval přenášet v malých rychlostech příliš mnoho záběrů. Sonda také bude v mnohem menším rozsahu schopná provádět doplňková pozorování svých vlastních objevů, protože všechny snímky musí být vzhledem k omezené rychlosti přenosu dat pečlivě
zkrácená verze článku z Astropisu 1/1996
Jak to bylo dál... (Jan Verfl) Jak už tomu u projektů NASA bývá, původní plán reálné možnosti sondy dost značně podhodnocoval (aby se ho s co největší pravděpodobností podařilo naplnit), a tak byla „mise“ sondy ještě dvakrát prodloužena. Poprvé se tak stalo na konci roku 1997, hned po dokončení původně plánovaných operací. Pomineme-li stále vyřazenou anténu a občasné problémy všemožných částí sondy, vesměs způsobované radiací v okolí Jupiteru, těšila se sonda dobrému zdraví, a tak začala tzv. „Galileo Europa Mission“. Po předchozím poměrně pestrém programu se sonda zaměřila především na Europu, ke které se přiblížila v osmi po sobě následujících obletech (některé z nich ovšem nebyly kvůli problémům s hlavním počítačem příliš vědecky úspěšné). Po dalších čtyřech setkáních s Kalistem se její
Mozaika snímků okraje Jupiterova kotouče zachycující pásovou strukturu okolo rovníku i chaotickou oblačnost ve vyšších šířkách
dráha postupně upravila tak, aby se mohla na konci roku 1999 konečně přiblížit k nejobávanějšímu cíli – Io. Ačkoliv Io patří k vůbec nejzajímavějším tělesům ve sluneční soustavě, Galileo se mu během celé mise uctivě vyhýbal. Jediné těsnější přiblížení nastalo během příletu k planetě, ale kvůli problémům s páskovým magnetofonem z něj nepocházejí téměř žádná
Zpracování snímků do falešných barev umožňuje zobrazit nejjemnější struktury v oblačných vírech. Obrázek vlevo ukazuje dva tzv. bílé ovály v jižním rovníkovém pásu, vpravo vidíte Velkou rudou skvrnu, největší meteorologický útvar ve Sluneční soustavě.
Speciál 2003
13
Planety
Nahoře: Změny na Io (duben 97 – září 97 – červen 99). Na druhém snímku přibyly tmavé lávové proudy z Pilan Patera, které na třetím snímku už částečně překrývá červený materiál z výtrysku sopky Pelé. Vlevo: Nejdelší známý aktivní lávový proud v oblasti Amirani má délku několika set kilometrů. Vpravo: Na okraji Io je zřetelný 140 km vysoký výtrysk z vulkánu Pilan Patera, na okraji osvětlené části (asi uprostřed disku Io) se nachází vulkán Prometheus.
data. Důvodem opatrnosti ohledně Io byly především obavy z nebezpečného agresivního prostředí v okolí měsíce, který se pohybuje v obrovském plazmovém prstenci, vystavujícím sondu silné radiaci. Ačkoliv Galileo při každém z přibližovacích oběhů pronikal hlouběji a hlouběji do této oblasti, nikdo nevěděl, jak budou na citlivou elektroniku působit podmínky přímo v okolí měsíce. Navíc Slunce, jehož aktivita je jedním z hlavním zdrojů nabitých částic v Jupiterových radiačních pásech, se v roce 1999 rychle blížilo k maximu své činnosti. Tehdy oficiální plány uváděly, že sonda se s Io setká jednou, v případě velké odolnosti možná i podruhé… Jenže i po druhé těsné návštěvě Io se zdál nebohý Galileo pozemským kontrolorům stále schopný letu, a tak začal projekt s ne-
příliš popisným názvem „Galileo Millenium Mission“. Jeho program by se dal popsat sloganem „co ještě Galileo vydrží“ – zaměřil se především na zkoumání Io a Europy a také magnetického pole a radiačního prostředí v blízkosti planety. Třešničkou na dortu bylo společné simultánní pozorování s prolétající sondou Cassini (mířící k Saturnu) koncem roku 2000. Vydržel opravdu hodně – poslední průlet okolo Io (leden 2002), který Galilea navedl na finální sebevražednou trajektorii, po níž dnes míří ke svému zářijovému dopadu na Jupiter, měl pořadové číslo sedm! Poté se věnoval již jenom vzdáleným pozorováním Jupitera a přímému studiu okolního prostředí. Posledním větším počinem bylo listopadové setkání s Amaltheou, drobným tělesem obíhajícím
Globální mozaika povrchu měsíce Io. Kruhové útvary jsou vesměs aktivní sopky, tmavé plochy uprostřed jejich lávové proudy. Jasný červený útvar je sopka Pelé.
14
Speciál 2003
Planety ještě uvnitř dráhy Io, které opět na dlouhou dobu vyřadilo z provozu páskový magnetofon. I tuto závadu se nakonec podařilo opravit, takže získaná data byla zdárně odvysílána na Zem. Poté, co se tak stalo, se rozešel i kdysi až 300členný pozemní operační tým a Galileo ve stavu minimální aktivity končí svoji čtrnáctiletou pouť, při níž původní očekávání nejenže nezklamal, ale naopak několikanásobně překonal. Pokusme se nyní nahlédnout do několika oblastí, v nichž během ní obohatil naše znalosti.
Atmosféra a složení Nejvíce informací o atmosféře získala již zmiňovaná sonda, jejíž měření proběhla na počátku celého projektu. Vzhledem k obtížným podmínkám, které provázejí každé takovéto polopřímé pozorování ve vzdálené laboratoři (data, která přístroje předávají, zdaleka nejsou typu „okolo mě je 5 mraků a 25 procent helia“) a řadě předem ne zcela předpovídaných podmínek (rychlé a velké výkyvy teploty, atd.) však trvalo řadu let, než byly její výsledky důkladně vyhodnoceny. Prvním velkým překvapením, které se ukázalo hned na začátku, byl až katastrofální nedostatek vody, potažmo tedy kyslíku (o vodík se nemusíme bát, tvoří planetu z velké většiny). Ve srovnání se složením Slunce (i předpokládanému složení prapůvodní mlhoviny, z níž vznikala sluneční soustava) byl v Jupiteru zaznamenán větší podíl většiny těžších prvků vůči vodíku (o čemž budeme hovořit záhy), a tak by byl nedostatek kyslíku obtížně vysvětlitelný. Řešení záhady spočívá v pozoruhodné náhodě – asi jen pouhé jedno procento povrchu Jupiterovy oblačné vrstvy tvoří tzv. horké skvrny, oblasti sestupných proudů, kde nedochází k tak velké kondenzaci oblačnosti a vidíme do větších hloubek, kde je i větší teplota (dosahující až k nule Celsiovy stupnice oproti -130°C na povrchu okolních mraků). Plyn, z něhož již většina vody zkondenzovala do hlubších vrstev okolní oblačnosti, je pak logicky podstatně sušší. Tyto skvrny jsou dobře pozorovatelné na vlně 5 , kde je velký absorpční pás vody, takže je možné je sledovat i ze Země. Na Jupiterově povrchu přetrvávají několik měsíců, jejich typický rozměr je v tisících kilometrů. A Galileova sonda se trefila těsně na okraj této „pouštní“ oblasti atmosféry. Okolní oblaka, často v blízkosti horkých skvrn, jsou mnohem – až 100× – vlhčí, čímž obsahem kyslíku odpovídají očekávatelnému přebytku.
Podstatně déle trvalo vyhodnocení měření složení atmosféry. Jak již bylo zmíněno, ukázalo se, že Jupiter (pravděpodobně jako celek, neboť podle profilů tlaku a teploty lze odvodit, že ve větších hloubkách je již jeho látka dobře promíchána) obsahuje oproti Slunci nadbytek těžších prvků. O ně se vůči prapůvodní mlhovině obří planety obohatily díky tomu, že přijímaly hmotu v pevném (resp. kapalném) stavu (převážně v podobě dopadajících planetesimál), což není pro vodík typické skupenství. Mezi nalezenými prvky jsou ve velkém množství i těžké vzácné plyny – argon, krypton a xenon, které jen velmi obtížně kondenzují. Laboratorní pokusy ukazují, že materiál o pozorovaném poměru prvků vzniká mrznutím teprve při teplotách nižších než 30 K, což je několikrát méně, než předpokládaná teplota ve vzdálenosti Jupitera během jeho formování. Zatím jsme se nikdy přímo nesetkali s pevným materiálem tohoto složení – předpokládá se ovšem, že by jej mohla vykazovat řada objektů tzv. Kuiperova pásu asteroidů za drahou Neptuna. Nabízí se několik možností vysvětlení. Předně mohou být nesprávné modely protoplanetární mlhoviny a její teplota byla opravdu mnohem nižší, než dnes předpokládáme. Zdrojem mohou být také planetesimály původně vzniklé ve vzdálenostech dnešního Kuiperova pásu, či ještě v raných dobách kolapsu pramlhoviny, kdy byla teplota ještě dostatečně nízká. Poměrně odvážné teorie hovoří o tom, že Jupiter mohl vzniknout původně mnohem dál od Slunce a teprve později se dostal na svoji současnou dráhu. Jaká je pravda, to zatím nevíme – více informací by pravděpodobně přineslo jen další přímé zkoumání složení obřích plynných planet. Sondou zaznamenaný profil rychlosti zonálních větrů, která směrem k nitru planety roste, napovídá, že zdrojem energie pro mete-
Jasně bílá oblaka nad bouřkovým systémem
Ovál polárních září na Jupiteru
orologii atmosféry není Slunce (jenž Jupiteru pro jeho vzdálenost dodává jen 4% energie na jednotku plochy oproti Zemi), ale nitro planety. Kdyby tomu bylo naopak, musely by větry slábnout s klesajícím množstvím slunečního záření. To, že Jupiter vyzáří přibližně dvakrát více energie než dostane od Slunce, víme již dávno. O jejím zdroji se vedou debaty, ale pravděpodobným kandidátem je postupné usedání helia ke dnu vodíkového oceánu nebo jiné podobné procesy. Jak se ale tato energie dostává k povrchu? Podle různých modelů je struktura nitra planety dosti složitá a střídají se zde vrstvy v rovnováze, kde k přenosu dochází zářením či vedením, a vrstvy, kde probíhá konvekce – přesun tepla v podobě výstupných a sestupných proudů. Na noční straně Jupitera Galileo často pozoroval řadu blesků, zaznamenala je i sestupová sonda. Jejich množství na jednotku plochy je sice v průměru menší než na Zemi, ale jsou silnější a celková plocha Jupitera je samozřejmě nesrovnatelně větší než naší planety. Další pozorování krátce po rozednění v daném místě ukázala, že v oblastech s největší elektrickou aktivitou se nacházejí vysoká bílá a hlavně velmi rychle rostoucí oblaka (tvořená jako ostatně většina ze svrchní vrstvy oblačnosti převážně zmrzlým amoniakem), v jejichž okolí lze pozorovat rozbíhavé toky plynů, takže jde patrně o vrcholky výstupných proudů. Dodáme-li, že pod těmito oblaky sledujeme několik dalších vrstev mraků za podmínek, kdy z látek přítomných v okolním plynu může ve velkém kondenzovat jenom voda (která je zde hlavním garantem elektrického nabíjení), vidíme obraz velmi podobný důvěrně známým pozemským bouřkám. Tyto bouřky jsou ve srovnání s obří planetou nenápadné, ale díky bleskům snadno můžeme určit jejich množství a rozmístění. Zajímavé je, že odhadneme-li energii přenášenou k povrchu
Speciál 2003
15
Planety
Nezvykle světlé lávové proudy vulkánu Emakong, tvořené pravděpodobně sírou, nikoliv křemičitými horninami jako ostatní tmavá láva na povrchu, čemuž odpovídá i jejich nižší teplota
„vlhkou konvekcí“ bouřek (kdy je stoupající vzduch ohříván latentním teplem kondenzující vody) v celoplanetárním měřítku, získáme odhad řádově rovný celkovému vlastnímu výkonu planety. Nabízí se proto myšlenka, že konvekční proudy v bouřích jsou hlavním přenosovým mechanizmem v poslední fázi transportu tepla z nitra planety. Jupiterova atmosféra je i při pohledu malým pozemským dalekohledem zřetelně rozdělena na tmavé a světlé pruhy, nazývané tradičně pásy, resp. zóny. Zatímco pásy jsou oblasti cyklonálního charakteru, v zónách je proudění anticyklonální. Na jejich rozhraní dlouhodobě existují prudké větrné proudy střídavých směrů (v závislosti na tom, kterým směrem od proudu je pás a kterým zóna). Jejich motorem jsou malé větrné víry v pásech, které jim předávají svůj moment hybnosti. Tyto víry naopak vznikají turbulentním rozpadem zonálního proudění atmosféry udržovaného těmito proudy… Je to snad perpetuum mobile? Nikoliv, protože víry potřebují ke svému životu energii, kterou získávají pravděpodobně opět z vlhkých konvekčních proudů. Svědčí o tom jejich chování při průniku do okolních zón, rozbíhavý charakter proudění okolo nich i pozorované elektrická aktivita (blesky). Získáváme tak poměrně komplexní pohled na fungování celé Jupiterovy viditelné atmosféry až do šířek okolo 45° od rovníku, kde pásová struktura končí a přechází v chaotické obrazce.
16
Magnetické pole a okolní prostředí Říká se, že Jupiterova magnetosféra je největší útvar s ostrými hranicemi (danými interakcí se slunečním větrem) ve sluneční soustavě. Můžeme sice polemizovat s tím, co je ještě ohraničený útvar, každopádně jde o systém skutečně obrovský – pokud by byla nějakým způsobem „vidět“, zabírala by i při pohledu ze vzdálené Země plochu několika měsíčních úplňků. Celá její oblast je s různou hustotou vyplněna nabitými částicemi, které magnetické pole kontroluje. Jejich stav je ovšem také silně ovlivňován interakcí s velkými měsíci planety; Ganymedes má dokonce prokazatelně vlastní magnetické pole. Všem procesům v magnetosféře však ani po letech zkoumání (podpořeného spoluprací s prolétající sondou Cassini) stále nerozumíme. Jak se ukazuje, hlavním zdrojem volných částic a atomů v okolí Jupitera je jeho měsíc Io, konkrétně sopečná činnost na jeho povrchu. Projevy vulkanismu na tomto sopečně nejaktivnějším tělese sluneční soustavy tak můžeme pozorovat ve vzdálenostech milionů kilometrů od příslušných sopek! Při výbuších sopek se dostává do atmosféry a na povrch velké množství čerstvého materiálu z nitra měsíce. Ten sestává především z kyslíku a síry, ale také třeba z nám dobře známé kuchyňské soli neboli chloridu sodného, jehož přítomnost je pravděpodobně zodpovědná za vysoký obsah sodíku, který je později
Speciál 2003
velmi užitečný, protože v plynném stavu je sodík, na rozdíl od ostatních prvků, velmi dobře detekovatelný. Neustálé bombardování energetickými částicemi urychlenými magnetickým polem tento materiál průběžně vytlačuje z povrchu a z atmosféry do velkého neutrálního oblaku okolo Io, který je již desítky let pozorován i ze Země. Zde je hmota dalšími srážkami s nabitými částicemi ionizována a stává se tak plazmatem ovladatelným magnetickým polem, tvořící obrovskou toroidální strukturu podél dráhy měsíce. Pole plazmatu brzy vnutí svou rychlost otáčení, která je několikanásobně větší než oběžná rychlost Io. Její částice pak mohou do měsíce ve velkých rychlostech zpětně narážet a vypuzovat z něj další hmotu. Tímto systémem Io vyexportuje v průměru asi tunu materiálu za vteřinu. Vzhledem k proměnlivé sopečné činnosti se tato hodnota průběžně mění, ale při vyšším přísunu hmoty do neutrálního oblaku a tím i do plazmového prstence se rychle zvětšuje její úbytek do okolních části magnetosféry a celý systém tak vykazuje přirozenou stabilizaci. Nabité částice jsou plně v moci magnetického pole a kromě občasných excesů způsobených otevřením některých siločar nebo srážkami s Jupiterem, kde působí mocné polární záře, zůstávají většinou uzavřeny v magnetosféře. Určitá část iontů však může během srážek svůj náboj vyrovnat a náhle se tak osvobodit. Vzniká tak poměrně intenzivní neutrální proud, pozorovaný sondou Cassini ještě ve vzdálenosti 0,5 AU (přes 70 mil. km) od Jupitera. Obří planeta je tedy trvale zahalena do rozsáhlé mlhoviny, v níž byly opět identifikovány prvky a jednoduché molekuly odpovídající produktům vulkanismu na Io. Jejich původ na Io také potvrzuje soulad periodicity změn neutrálního toku s oběžnou dobou měsíce. Podobně jako na Zemi, i v Jupiterově atmosféře vznikají pod vlivem nabitých částic přicházejících z magnetosféry v okolí pólů polární záře (pro zajímavost uvedeme, že byly pozorovány i na Io, dokonce v polárních oblastech – zde je zdrojem neustávající elektrický proud tekoucí mezi Io a Jupiterem). Jejich sledování nám může říci hodně o současném stavu magnetického pole. Z pozorování jejich jemnějších struktur vyplývá, že část z nich je indukována působením slunečního větru, na nějž Jupiterovo pole reaguje podobně jako zemské (i když vzhledem k velké vzdálenosti od Slunce zde již nehraje tak dominantní roli),
Planety
Neostrý obrázek zachycuje noční stranu Io; jasné body jsou horké skvrny okolo největších sopek
část souvisí opět s aktivitou měsíce Io a má kořeny ve vnitřních oblastech magnetosféry, která je schopna nezávisle na Slunci poskytovat dostatek energetických nabitých částic. Kromě toho se zde ale vyskytují záře, které vzhledem ke své poloze musí mít původ ve vzdálenějších částech magnetosféry a přitom neprojevují žádnou korelaci se změnami ve slunečním větru. Navíc vykazují fluktuace s periodou okolo 45 minut, která přímo neodpovídá žádnému procesu v okolí Jupitera. Původ těchto jevů je zatím záhadou.
Io Extrémní vulkanická aktivita na Io je známa již od dob Voyageru, a jak bylo řečeno výše, má rozsáhlý dopad na celé okolí planety. Pestrobarevné vzory (s oblibou ještě dobarvované při zpracování snímků) na jeho povrchu mají na svědomí především sloučeniny síry (ve velké míře síra samotná a oxid siřičitý). I přes veškerou aktivitu a teplo v jeho nitru je totiž většina povrchu Io (obklopeného díky nevelké gravitaci srovnatelné s měsíční jen slabou vrstvou atmosféry) studená, jak se na takovouto vzdálenost od Slunce sluší – okolo -150°C – takže se zde většina těchto látek může vyskytovat ve zmrzlém stavu. I vzhledem k poměrně nevysokým teplotám pozorovaným v místech sopečných výbuchů se proto dlouhou dobu mělo za to, že většina vulkanismu na Io je spojena právě se sírou. Větší rozlišení Galileových přístrojů ovšem ukázalo přítomnost malých oblastí (které na snímcích z Voyagerů zanikly) s extrémními teplotami lávy možná až 2000 Kelvinů. Takovouto teplotu nenajdeme v sopkách na Zemi ani nikde jinde ve sluneční soustavě; síra i její sloučeniny jsou při takovýchto podmínkách již plynné a i další údaje potvrzují,
že lávové proudy sestávají především ze silikátových hornin s vyšším obsahem hořčíku, které mají téměř takto vysokou teplotu tání. Vysvětlit přítomnost lávy s teplotou mnohem vyšší, než je její teplota tání, by navíc bylo obtížné, neboť dodávané teplo by se využilo, spíše na rozpouštění okolních hornin než na přehřívání lávy. Zdrojem tepla pro tvorbu magmatu je (jak je známo již dlouho) deformace pláště měsíce slapovými silami Jupitera, podporovanými rušivým vlivem ostatních velkých měsíců na dráhu Io. Tomuto modelu odpovídá i skutečnost, že Io (poměrně překvapivě) nemá vlastní mechanizmus generování magnetického pole, jeho jádro tedy pravděpodobně není v tekutém stavu. Láva vyrážející na povrch v četných sopečných oblastech, rozpoznatelných v IČ oboru jako tzv. horké skvrny (kterých je dnes známo přes 120), vytváří mnohdy až 300 km dlouhé proudy. Sopečná činnost recykluje povrch Io tak rychle, že zde doposud nebyl nalezen žádný dochovaný impaktní kráter. Najdeme tu ale řadu poměrně vysokých (5 – 15 km), chaoticky po celém povrchu rozházených horských masivů. Jejich vznik je pravděpodobně podmíněn právě touto obměnou měsíce. Jak vzniká nový povrch, starší vrstvy klesají hlouběji, kde ovšem musí zabírat menší plochu. Působí v nich tak značné horizontální tlaky, které čas od času vyústí v jejich rozlomení a naklonění, přičemž poklesnuvší část je rychle zasypána okolním materiálem, zatímco vystoupivší okraj se stane pohořím. S dvacetiletým odstupem po Voyagerech mohl Galileo snadno pozorovat změny na
povrchu Io. Lokální barevné proměnny, nová lávová pole i plochy posypané vyvrženým materiálem jsme mohli s trochu fantazie očekávat, avšak chování převážně plynného gejzíru vulkánu Prometheus, který se za dvacet let posunul o 80 km, bylo určitě překvapením! Pozoruhodné je, že nový Prometheus vypadá téměř stejně jako starý, vykazuje stejné chování i intenzitu vyvrhování – jedinou patrnou odlišností je jeho poloha. Zdá se, že vysvětlení musíme hledat ve zmrzlém materiálu pokrývajícím většinu Io. Žhavé lávové proudy, tekoucí po jeho povrchu, totiž při kontaktu s ním rychle způsobí jeho tání, případně vypaření – vzniklé tlaky nepotřebují mnoho času na to, aby si v lávě prorazily cestu v podobě úzkého trychtýře, jímž plyny unikají a tvoří typické „fontány“. Jak láva teče, pohybuje se i tento otvor. Pro materiál pod lávou je ovšem jednodušší si k němu najít cestu, než prorážet další, a tak vzniká efekt cestující sopky. Fyzikální podmínky v této konfiguraci kupodivu samovolně udržují dlouhodobou stabilitu v průtoku materiálu, čímž se vzhled útvaru dobře zachovává. Je pravděpodobné, že dochází ke krátkodobým změnám v chování sopky, ale ty nejsme schopni pozorovat, neboť Galileo dokázal snímkovat Io vždy jen jednou za několik týdnů.
Všechny snímky © NASA/JPL/Galileo; více informací a obrázků na http://galileo.jpl.nasa.gov
O zbylých „ledových měsících“ – Europě, Ganymedu a Kalisto si můžete přečíst v článku M. Eliáše v Astropisu Speciál 2001, podrobně o výzkumu měsíce Europa v Astropisu 1/2003.
Systém několika kalder Tvashar Catena. Jasné oblasti v tmavém lávové poli jsou velmi žhavé čerstvé výlevy – na neupraveném snímku by byly silně přeexponované.
Speciál 2003
17
