Vznik atmosfér obřích planet Gravitační záchyt plynu na počátku byly kamenné planetární zárodky vzniklé akrecí kondenzovaného materiálu z vnějších částí Sluneční soustavy zárodky na sebe nabalovaly okolní plyn plynný materiál v protoplanetárním disku obsahoval zejména těkavé sloučeniny a prvky, které nezkondenzovaly ani při nižších teplotách (H 2, He) stopově byly zastoupeny také uhlík, kyslík, dusík a síra v podobě CH 4, H 2 O, NH 3 a H 2 S vysoká hmotnost plynných obrů a nízká teplota jejich atmosférických vrstev zabránily úniku těkavých sloučenin do okolního meziplanetárního prostoru o procesech spojených s formováním primárních atmosfér více pojednává přednáška Atmosféry planet I - terestrické planety
Atmosféry obřích planet Společné vlastnosti atmosférám dominuje molekulární vodík (H 2 ) a helium (He) voda a sloučeniny bohaté na uhlík, kyslík či dusík jsou zastoupeny pouze stopově u Jupiteru a Saturnu je přechod mezi atmosférou a nitrem spíše neostrý u Uranu a Neptunu existuje větší diferenciace (pod atmosférou je kapalný plášť) planety je na základě vzájemné podobnosti možné rozdělit do dvou párů: Jupiter a Saturn (plynní obři) Uran a Neptun (ledoví obři)
Atmosféry Jupiteru a Saturnu Struktura plynných obrů s hloubkou roste v atmosféře plynných obrů také tlak a teplota plyn přechází plynule v aerosol a následně v kapalinu kamenná jádra Jupiteru a Saturnu jsou navíc obklopena extrémně stlačeným ionizovaným vodíkem, jehož elektrony degenerují a stávají se volnými vodík tak získává vlastnosti kovu samotná atmosféra, jejíž svrchní část pozorujeme, má mocnost asi 1000 km další vnitřní struktura viz přednáška magnetosféry planet
Atmosférické proudění obřích planet Zonální proudění rychlá rotace formuje atmosférické proudění do podoby rovnoběžných pásů (zón) rychlost proudění v rozmezí 360-2000 km/h u Jupiteru, Saturnu a Uranu se atmosférické masy pohybují větší rychlostí, než s jakou rotuje samotná planeta (Neptun je výjimkou) proudění je pravděpodobně velmi stabilní Stanovení rychlosti větru na plynných obrech neexistuje pevný povrch, vůči čemu se stanovuje rychlost proudění v atmosféře? za vztažnou soustavu je bráno magnetické pole příslušné planety, které je ukotveno v planetárním jádře a pravděpodobně rotuje stejnou rychlostí jako jádro planety rychlost atmosférického proudění na plynných obrech je tedy poměřována s rychlostí rotace magnetického pole příslušné planety
Jupiter jeden příklad za všechny Struktura zonálního proudění v různých zeměpisných šířkách proudí atmosféra různou rychlostí formují se atmosférické pásy ve svrchních partiích atmosféry se na každé hemisféře vyskytuje 5 až 6 jet-streamů vertikální rozsah atmosférického proudění je stále otázkou debat větry vanou až 150 km hluboko je možné, že vnitřní části planety jsou uspořádány do podoby jakýchsi slupek, v nichž má atmosférické proudění různou rychlost pokud by energie proudění pocházela pouze z rychlé rotace planety a z ohřevu svrchní atmosféry slunečním zářením, nebyl by vertikální rozsah atmosférického proudění příliš veliký vše však svědčí o opaku
Jupiter jeden příklad za všechny Odkud se bere energie? Jupiter vyzařuje 1,67x více energie, než kolik ji získává od Slunce sonda Galileo naměřila při svém sestupu rostoucí rychlost větrů na Zemi jsou motorem cirkulace atmosféry teplotní rozdíly mezi rovníkem a polárními oblastmi, na Jupiteru jsou však teplotní rozdíly mezi rovníkem a póly minimální (alespoň při horní hranici oblačnosti) vše tedy nasvědčuje tomu, že pohonem rychlého atmosférického proudění je především vnitřní teplo uvolňované planetou
Jupiter jeden příklad za všechny Pestrá planeta už v malém dalekohledu lze na Jupiterově kotoučku bez problémů rozlišit střídání světlých a tmavých pruhů jedná se o oblačnost tvořící svrchní vrstvy atmosféry rychlost rotace Jupiteru činí 9 hodin a 55 minut! Zonální proudění v atmosféře rozlišujeme: světlé zóny bílých až žlutobílých odstínů tmavé pásy s odstíny hnědé a červenohnědé barvy dlouhodobě stabilní jsou čtyři hlavní pásy a pět zón rychlost atmosférického proudění dosahuje až 600 km/h He (~14 %) Vnitřní struktura kamenné jádro o průměru cca. 28 000 km vrstva kovového vodíku o mocnosti cca. 45 000 km vrstva molekulárního vodíku o mocnosti cca. 12 000 km atmosféra o mocnosti asi1000 km ostatní (~0,1 %) H 2 (~85 %)
Zóny a pásy Konvektivní proudění z měření v IČ oboru spektra vyplývá, že světlé zóny jsou o něco chladnější než tmavší pásy a obsahují více neprůhledné oblačnosti nejchladnější oblasti mají teplotu blízkou -160 C zóny jsou oblasti vyššího atmosférického tlaku zatímco pásy jsou oblasti nižšího tlaku (analogie s pozemskými tlakovými výšemi a nížemi), do rovnoběžných pásů je protahuje Jupiterova rychlá rotace plynný čpavek (NH 3 ) a hydrogensulfid amonný (NH 4 SH) konvekcí stoupají v oblasti zón ve svrchních částech zón dochází k nasycení parami NH 3 (-117 C) a tvorbě bělavých krystalků čpavku v oblasti tmavých pásů se vyskytují sestupné proudy atmosférických plynů, ve kterých se světlé krystalky opětovně rozpouštějí
Atmosféry Jupiteru a Saturnu
Bouřlivý svět Atmosférické víry v zónách a pásech existuje množství větších či menších atmosférických vírů některé rotují společné s planetou, jiné obíhají kolem sebe navzájem charakteristické je bílé, červené či hnědé zabarvení výjimkou není ani změna odstínu (patrně souvisí s transportem barevných chemických látek z nitra Jupiteru do svrchní atmosféry a s tvorbou oblačnosti) zpravidla se jedná o tlakové výše (anticyklóny), které jsou mimořádně stabilní příčinou je absence pevného povrchu pod nimi vznášejí se nad vrstvou kapalného molekulárního vodíku Splynutí trojice menších atmosférických vírů do útvaru označovaného jako Red Spot Jr. v letech 1997-2000. ze stejného důvodu se takřka nemění ani směr hlavních atmosférických proudů tlakové níže (cyklóny) jsou méně časté a jejich životnost se pohybuje spíše v řádu dní, obvykle jsou roztrhány na kusy sousedním vzdušným prouděním v atmosféře se vyskytují blesky jejich existence je vázána na oblaka tvořená vodou v hloubce cca. 100 km pod nejsvrchnější oblačnou vrstvou
Velká červená skvrna velká červená skvrna (Great Red Spot, GRS) je výrazný útvar v jižním subtropickém pásu obří oválný vír s rozměry 12 000 x 20 000 km ve větším dalekohledu je to světlá skvrna skořicově hnědé barvy první pozorování GRS proběhla nejspíš v roce 1664 (R. Hooke) a 1665 (G. D. Cassini) chybí jistota, v průběhu 19. století nebyly žádné podobné útvary pozorovány (zpětně lze existenci GRS vystopovat až do roku 1831) skvrna může měnit svou velikost i odstín a je pravděpodobně velmi starým útvarem skvrna se trvale zmenšuje v délce, dle pozorování měla na počátku 19. století průměr 40 000 km, v 80. letech 20. století pouze 25 000 km a v současnosti dosahuje délky asi 20 000 km Vymizení jižního subtropického pásu v letech 2010-2011. Snímek uprostřed odpovídá pohledu dalekohledem s objektivem o průměru cca. 20 cm.
Meteorologická podstata Velké červené skvrny atmosféra uvnitř GRS rotuje proti směru hodinových ručiček protože se skvrna nachází na jižní polokouli, jedná se z pohledu rotace o tlakovou výši (anticyklónu) v centrálních oblastech GRS ale existuje velmi silný výstupný proud, v okrajových částech naopak proudy sestupné (netypické pro anticyklóny) centrální oblasti skvrny převyšují okolní oblačnost o cca. 10 km rychlost vzdušného proudění ve skvrně vzrostla od 80. let 20. století až na současných 700 km/h GRS získává energii (stejně jako další velké bouře na Jupiteru) pohlcováním menších atmosférických vírů dalším zdrojem energie, přispívajícím k dlouhé životnosti skvrny, může být latentní teplo, které se uvolňuje z plynů kondenzujících ve větších hloubkách menší atmosférické víry pohání energie, která pochází z větších (a teplejších) hloubek
Barevnost Jupiteru Čpavek, síra, fosfor odstíny zón a pásů mají na svědomí jednoduché sloučeniny vodíku s uhlíkem, kyslíkem, sírou a fosforem chemické látky vznikají v atmosféře díky UV záření a elektrické aktivitě (blesky), následně kondenzují do drobných kapek či ledových krystalků bezbarvé/bílé krystalky: NH 3 (čpavek) NH 4 SH (hydrogensulfid amonný), NH 4 OH (hydroxid amonný) a H 2 O (voda) žlutá/hnědá/červená barva: síra a fosfor možné jsou i reakce s metanem (CH 4 ), fosfanem (PH 3 ), čpavkem (NH 3 ) či sulfanem (H 2 S) barevnost jednotlivých útvarů se může výrazně měnit Fotografie Jupiteru z 3. ledna 2013 pořízená Damianem Peachem prostřednictvím Schmidt-Cassegrainu o průměru objektivu 30 cm a CCD kamery SBIG ST-5c. Po levé straně měsíce Io a Ganymedes.
Všechny barvy síry
Jižní pól Jupiteru pohledem sondy Juno
Amatérská pozorování plynných obrů důležitá historie Anthony Wesley
Amatérská pozorování Jupiteru temná skvrna na Jupiteru 18. června 2009, autor fotografie: Anthony Wesley
Impakt pohledem Hubbleova vesmírného dalekohledu Hubble Space Telescope, Wide Field Camera 3
Impakt pohledem Hubbleova vesmírného dalekohledu 23. června 2009 7. července 2010 Hubble Space Telescope, Wide Field Camera 3
Kometa Shoemaker-Levy 9 neperiodická kometa Shoemaker-Levy 9 po blízkém průletu kolem Jupiteru roztrhána slapovými silami od 16. do 22. července 1994 dopadaly fragmenty komety s rozměry cca. 0,5-2 km na jižní polokouli Jupiteru při dopadu největšího fragmentu G byla uvolněna energie 6 gigatun TNT a v atmosféře se objevila tmavá skvrna o průměru 12 000 km fragmenty komety Shoemaker-Levy 9 a Jupiter pohledem Hubbleova vesmírného dalekohledu
Amatérská pozorování Jupiteru světlý impakt na Jupiteru 3. července 2010, autor fotografie: Anthony Wesley newton 150/750, barlow 3x, webkamera Philips SPC900nc
Amatérská pozorování Jupiteru Christopher Go, 3. července 2010
Saturn pásová struktura podobná Jupiteru, je však výrazně méně nápadná příčinou je svrchní vrstva oblak sahající do větších výšek (100 km široká vrstva vymrzlého čpavku o teplotě -135 C) také v Saturnově atmosféře jsou přítomny zpravidla světlé anticyklóny a tmavší cyklóny Saturn předčí Jupiter v rychlosti atmosférického proudění (v rovníkových oblastech až 1 800 km/h) planeta vyzáří 1,79krát více energie, než kolik jí příjme od Slunce
Atmosféra Saturnu převažuje atmosférické proudění ve směru Saturnovy rotace (východní proudění), nejrychleji vanou větry na rovníku v oblastech Saturnových pólů se vyskytuje východní i západní proudění na severním i na jižním pólu existuje gigantický atmosférický vír, na který jsou navázány další bouřkové systémy nechybí oblačná patra složená z krystalků čpavku, hydrogensulfidu amonného a vody He (~3,5 %) ostatní (~0,5 %) H 2 (~96 %) Infračervený snímek Saturnu pořízený dalekohledem Keck I na Havaji (2004).
Atmosféry Jupiteru a Saturnu
Bouře na Saturnu anticyklonální útvary s průměrem několik tisíc kilometrů, opakovaně se objevují v jižních zeměpisných šířkách v oblasti pojmenované jako Cesta bouří (Storm Alley) bouře mohou pravděpodobně přežívat v hlubších vrstvách atmosféry, čas od času se ale vynoří až na povrch, je otázkou, jak se na aktivitě bouřek v této oblasti projeví změna ročních období, odpověď snad přinese mise Cassiny Solstice (2010-2017) navazující na předchozí misi Cassini bílé zabarvení bouří souvisí s přítomností čpavkové oblačnosti sonda Cassini detekovala i radiové signály vznikající uvnitř bouřkových systémů > důkaz blesků Na snímku planety Saturn pořízeném v nepravých barvách (IČ, UV a viditelná oblast spektra) 4. března 2008 je zachycena bouře, která byla detekována na základě radiových emisí již 27. listopadu 2007.
Amatérská pozorování Saturnu Titan Rhea Maksutov-Cassegrain 127/1500, barlow 2,5x, webkamera Philips SPC900nc, IR/UV blok filtr. Rhea Tethys Dione Bouře na Saturnově severní polokouli byla zpozorována amatérskými astronomy již 9. prosince 2010, stávající snímek pořídila 25. února 2011 sonda Cassini. Newton 254/1140, barlow 5x, webkamera Philips SPC900nc, IR/UV blok filtr.
Saturnovy póly Severní pól šestiúhelníkový atmosférický vír o průměru 24 000 km s dobou rotace 10 h 39 min 24 s (odpovídá rotaci Saturnova jádra) tento útvar zaznamenaly již sondy Voyager 1 a 2 v roce 1980, možná se jedná o určitý typ stojaté vlny v atmosféře zasahuje až 100 km pod svrchní atmosférické vrstvy během mise Cassiny-Huygens byl stále ve tmě, na severní polokouli totiž panovala polární noc Jižní pól polární vír s průměrem 8 000 km, který se podobá pozemským hurikánům má zřetelně definované oko bouře a po stranách jej obklopují věžovitá oblaka rychlost větru dosahuje až 550 km/h, rotace atmosférických hmot po směru hodinových ručiček sestupné proudy vedou ke stlačení atmosférické hmoty a k jejímu zahřátí, jižní pól je proto o něco teplejší než jeho okolí
Simulace vírové struktury v oblasti severního pólu Saturnu Model vírové struktury v laboratoři: na pozvolna se otáčející podložce je umístěn válec o objemu 30 litrů naplněný kapalinou, uvnitř kterého se o něco rychleji než podložka otáčí druhý menší válec (analogie k jet streamům v Saturnově atmosféře). Vzniká polygonální útvar, jehož stabilita roste v čase. Ve vrcholech polygonu se tvoří menší víry. Počet stran polygonu závisí na rozdílu rychlosti rotace vnějšího a vnitřního válce. Čím je rozdíl větší, tím méně stran polygon má.
Uran Nudná planeta? Uran navštívila sonda Voyager 2 v roce 1986 v atmosféře nebyly patrné žádné výrazné detaily magnetické pole Uranu rotuje s periodou 17,24 hodiny planeta vyzáří 1,4x více energie, než kolik ji získá od Slunce (tedy výrazně méně, než ostatní obří planety) rotační osa leží v rovině oběhu kolem Slunce (sklon 97,9 ), dochází k výraznému střídání ročních dob modrozelené zabarvení vzniká díky metanu, který velmi účinně absorbuje červenou složku slunečního záření -> v atmosféře se rozptyluje zejména modré světlo atmosféra má mocnost asi 500-1000 km He (~15 %) CH 4 (~2 %) H 2 (~83 %)
Uran Metanový svět ve svrchních partiích atmosféry metan kondenzuje do drobných ledových krystalků, nad nimi existuje opar tvořený produkty fotochemického rozkladu metanu ultrafialovým zářením metanová oblaka vznikají v těch částech atmosféry, kde tlak dosahuje 1 bar (vrcholky oblaků mají teplotu cca. -214 C) občas se objeví světlé či tmavé skvrny, především v jarním období jedním z mála detailů v Uranově atmosféře jsou světlá osamocená oblaka z krystalků metanu a v nižších oblačných patrech i bílá oblaka z krystalků amoniaku, která vytvářejí dojem granulace ve větších hloubkách se předpokládají i oblaka složená z krystalků vodního ledu nejrychleji vanou větry na 60. stupni zeměpisné šířky (800 km/h), směrem k rovníku rychlost klesá teplotní rozdíly mezi ke slunci přivrácenou a odvrácenou hemisférou překvapivě neexistují -> dominantní je tudíž rovníkové atmosférické proudění (a nikoliv proudění mezi rovníkem a póly) cosi musí účinně redistribuovat sluneční energii v Uranově atmosféře
Uran pozemskými dalekohledy na přelomu tisíciletí 8000 km fotografie Uranu pořízená HST v roce 1996 2003 2005 2007 změna sklonu Uranových prstenců dle HST Uran na fotografiích z Keckova dalekohledu pořízených v blízké infračervené oblasti spektra 11. a 12. července 2004
Uran pohledem Keckova dalekohledu Fotografie Uranu pořízené prostřednictvím dalekohledu Keck II. Levý snímek vzniknul na základě série 117 fotografií získaných 25. července 2012, pravý snímek na základě 118 fotografií z 26. července 2012. Fotografie byly snímány v blízké infračervené oblasti spektra kamerou NIRC2 za použití adaptivní optiky a několika různých infračervených filtrů. Severní pól se nachází na pravé straně. Bílou barvou jsou znázorněna neprůhledná, mohutná oblaka (podobná pozemským oblakům druhu cumulus) nacházející se ve vysokých výškách. Modrozelené odstíny představují rovněž oblaka ve velkých výškách, avšak průsvitného, tenkého charakteru (podobají se pozemským řasovitým cirrům). Červená barva značí hlubší oblačná patra. Většina detailů leží v hladině odpovídající atmosférickému tlaku 1-2 Bar (typické oblačné patro na Uranu). Úzký, modrozelený pás v levé části má původ v hlavním Uranově prstenci. Oblast kolem severního pólu nápadně připomíná texturu v okolí severního pólu Saturnu. Jižní pól Uranu byl snímkován v roce 2003 a podobná struktura jako na severu zachycena nebyla. V oblasti jižních rovníkových šířek se vyskytuje zvláštní zvlněný pás.
Atmosféry Uranu a Neptunu
Neptun Dvojče Uranu? Ne tak docela planetu navštívil Voyager 2 v roce1989 magnetické pole Neptunu rotuje s periodou 16,11 hodiny atmosféra má mocnost asi 500-1000 km ačkoliv se v mnoha směrech velmi podobá Uranu, vyzáří Neptun mnohem více energie, zhruba 2,7 ± 0,3krát více, než kolik ji získá od Slunce modré zabarvení atmosféry má stejný původ jako u Uranu silné zonální proudění je dynamičtější než proudění na Uranu (lepší transport tepla k povrchu) rychlost atmosférického proudění kolem 1170 km/h, jeho hlavním motorem je rychlá rotace planety vrcholky oblaků mají teplotu cca. -227 C, tedy takřka stejně jako v případě Uranu, ačkoliv je Neptun výrazně dál od Slunce -> opět důkaz svědčící o vydatném transportu tepla z nitra planety k povrchu He (~19 %) CH 4 (~1 %) H 2 (~80 %)
Neptun Bouřlivý svět Díky vnitřnímu teplu vzniká mohutné konvektivní proudění z nitra k povrchu, které je formováno rychlou rotací planety zatímco v rovníkových oblastech existuje západní (retrográdní) proudění, ve středních zeměpisných šířkách se na každé polokouli objevuje východní proudění vyskytují se světlé a tmavé pásy podél rovnoběžek, přítomny jsou i cyklóny a anticyklóny ve svrchní atmosféře, asi 100 km nad hlavním oblačným pásem, vznikají bílá oblaka složená z krystalků metanu (mohou vrhat stín na nižší oblačná patra) v nižších patrech atmosféry jsou oblaka složená z krystalků amoniaku a ještě níže nejspíš i oblaka z krystalků ledu Tlakové útvary na jižní polokouli: Voyager 2 zachytil Velkou tmavou skvrnu (anticyklóna, která v současnosti již neexistuje), rychlost atmosférického proudění uvnitř skvrny dosahovala 2400 km/h! jedná se o analogii s GRS? druhým útvarem byla Malá tmavá skvrna, která byla naopak cyklónou
Neptun proměny v Neptunově atmosféře během přiklánění jižní polokoule ke Slunci prostřednictvím HST oblačnost vymrzlé krystalky čpavku a metanu 1996 1998 Velká tmavá skvrna (rychlost proudění 2400 km/h) detaily v Neptunově atmosféře zachycené sondou Voyager 2 v roce 1989 2002
Neptun pohledem HST snímky byly pořízeny v blízké infračervené oblasti spektra světlé skvrny jsou oblaka tvořená ledovými krystalky vymrzlého metanu vznášející se ve svrchních vrstvách atmosféry hlavní oblačné patro má modrou barvu na severní polokouli začínala zima, na jižní polokouli léto
Použitá a doporučená literatura Moran, J., M. a Morgan M., D., (1989): Meteorology. Macmillan Publishing Company. Kasting, J., F. (1993): Earth s Early Atmosphere. Science 259: 920-926. Rogers, J., H. (1995): The Giant Planet Jupiter. Cambridge University Press. Lewis, J., S. (1997): Physics and Chemistry of the Solar System. Academic Press. Roth, G., D. (2000): Encyklopedie počasí. Knižní klub. Bakich, M., E. (2000): The Cambridge Planetary Handbook. Cambridge University Press. Taylor, S., R. (2001): Solar system evolution. Cambridge University Press. Pokorný, Z. (2005): Planety. Aventinum. Imke, P. a Lissauer, J., J. (2007): Planetary Sciences. Cambridge University Press. Shaw, A., M. (2007): Astrochemistry. John Wiley & Sons, Ltd. Kulhánek, P. a Rozehnal, J. (2007): Hvězdy, planety, magnety. Mladá fronta, a. s. Skřehot, P. (2008): Velký atlas oblaků. Computer Press, a. s. Beatty, K., J. (January 2011): A New, Improved Solar System. Sky & Telescope. Kenneth, L., R. (2011): The Cambridge Guide to the Solar Systém (second edition). Cambridge University Press. Brown, D. (2017): It's Never 'Groundhog Day' at Jupiter. NASA / Jet Propulsion Laboratory.