Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 21 – vyšlo 4. června, ročník 19 (2021)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Vrstva heliového deště v obřích planetách

Petr Kulhánek

Sluneční soustava je, co se planet týče, rozdělena na dvě oblasti. Blíže ke Slunci se pohybuje čtveřice terestrických planet (Merkur, Venuše, Země a Mars). Společné jsou jim pevné povrchy, relativně malá velikost a malý počet měsíců. Dále od Slunce je čtveřice plynných obrů (Jupiter, Saturn, Uran a Neptun). Pro tuto skupinu jsou charakteristické obří rozměry, neexistence pevného povrchu, velké rodiny měsíců a přítomnost prstenců vytvořených z drobného materiálu. Poslední výzkumy naznačují, že ve dvou největších planetách Sluneční soustavy, JupiteruJupiter – největší a nejhmotnější (1,9×10²⁷ kg) planeta Sluneční soustavy má plynokapalný charakter a chemické složení podobné Slunci. Se svými mnoha měsíci se Jupiter podobá jakési „sluneční soustavě“ v malém. Jupiter má, stejně jako všechny obří planety, soustavu prstenců. Rychlá rotace Jupiteru (s periodou 10 hodin) způsobuje vydouvání rovníkových vrstev a vznik pestře zbarvených pásů. Charakteristickým útvarem Jupiterovy atmosféry je Velká rudá skvrna, která je pozorována po několik století. Atmosféra obsahuje kromě vodíku a helia také metan, amoniak a vodní páry. Teplota pod oblaky směrem ke středu roste. Na vrcholcích mraků je −160 °C, o 60 km hlouběji je přibližně stejná teplota jako na Zemi. Proudy tekoucí v nitru (v kovovém vodíku) vytvářejí kolem Jupiteru silné dipólové magnetické pole. a SaturnuSaturn – druhá největší planeta Sluneční soustavy. Je charakteristická dobře viditelným prstencem. Saturn je od Slunce desetkrát dále než Země, a proto je jeho teplota velmi nízká (−150 °C). Průměrná hustota planety 0,7 g·cm⁻³ je nejnižší z celé sluneční soustavy, dokonce nižší než hustota vody. Saturn patří k obřím planetám. Oběhne Slunce za 30 let, kolem vlastní osy se otočí za pouhých 10 hodin. Rychlá rotace způsobuje vznik pásů. V atmosféře jsou pozorovány velké žluté či bílé skvrny. Atmosféra je tvořena oblaky čpavku, vodíkem a heliem. V nitru je snad malé jádro z křemičitanů obklopené kovovým vodíkem. Vítr v atmosféře dosahuje rychlosti až 1 800 km/h. Magnetické pole má dipólový charakter s osou téměř rovnoběžnou s rotační osou., by měla být přítomna vrstva, v níž klesají heliové kapky v kapalině vytvořené z molekulárního vodíku. Pro tuto oblast se ujal název „vrstva heliového deště“. Na její existenci poukazují podrobná měření sond GalileoGalileo (sonda) – americká mise k Jupiteru, která startovala v roce 1989 a po několika prodlouženích trvala bez jednoho měsíce 14 let. Galileo byla první sondou umístěnou na oběžné dráze Jupiteru, odkud prováděla podrobný výzkum planety. Obsahovala sestupný modul, který byl použit v roce 1995. V roce 2003 ukončila sonda Galileo svou činnost řízeným pádem do atmosféry planety. u Jupiteru a CassiniCassini – meziplanetární sonda NASA, ESA a ASI (Italská kosmická agentura) určená k průzkumu Saturnu. Startovala z Cape Canaveral 15. října 1997, k Saturnu dorazila 30. června 2004. Celková hmotnost Cassini (včetně paliva a pouzdra Huygens) při startu byla 5 600 kg. Vyvrcholením mise bylo měkké přistání pouzdra Huygens na povrchu Saturnova měsíce Titanu dne 14. ledna 2005. Sonda byla pojmenována podle italského matematika a astronoma Giana Domenica Cassiniho (1625-1712). Podle tohoto vědce je pojmenována i část Saturnových prstenců, tzv. Cassiniho dělení. Mise byla ukončena 15. září 2017 řízeným pádem sondy do atmosféry planety. u Saturnu, numerické simulacePočítačová simulace – napodobení skutečnosti pomocí numerického výpočtu, nezbytná součást modelování fyzikálních procesů. Dokáže na základě sofistikovaných algoritmů předpovědět jak kvantitativní, tak kvalitativní výsledky pokusů při různých počátečních podmínkách. Umožňuje omezit výběr jevů, které celý pokus ovlivňují nejvíce, a tím vysvětlit příčiny a podstatu procesů. prováděné na Univerzitě Johnse Hopkinse a skutečné experimenty prováděné v diamantové kovadliněDiamantová kovadlina – zařízení, ve kterém je vzorek vystaven vysokému tlaku mezi dvěma diamantovými nástavci. Rovnoměrného rozložení tlaku na vzorek je dosaženo vyplněním prostoru kapalinou, například vodou, nebo dokonalým utěsněním prostoru. v Lawrencově národní laboratoři v Livermooru (LLNLLLNL – Lawrence Livermore National Laboratory, slavná laboratoř patřící Kalifornské univerzitě. Založena byla v roce 1952. Jedním ze základních cílů bylo zajištění jaderné bezpečnosti USA. Dnes se podílí na experimentech z mnoha vědních oborů.).

Laserové impulzy stlačují směs vodíku a helia v diamantové kovadlině a vytvářejí
podmínky obdobné, jako jsou v nitrech planet Jupiter a Saturn. Zdroj: LNLL.

Jupiter – největší a nejhmotnější (1,9×10²⁷ kg) planeta Sluneční soustavy má plynokapalný charakter a chemické složení podobné Slunci. Se svými mnoha měsíci se Jupiter podobá jakési „sluneční soustavě“ v malém. Jupiter má, stejně jako všechny obří planety, soustavu prstenců. Rychlá rotace Jupiteru (s periodou 10 hodin) způsobuje vydouvání rovníkových vrstev a vznik pestře zbarvených pásů. Charakteristickým útvarem Jupiterovy atmosféry je Velká rudá skvrna, která je pozorována po několik století. Atmosféra obsahuje kromě vodíku a helia také metan, amoniak a vodní páry. Teplota pod oblaky směrem ke středu roste. Na vrcholcích mraků je −160 °C, o 60 km hlouběji je přibližně stejná teplota jako na Zemi. Proudy tekoucí v nitru (v kovovém vodíku) vytvářejí kolem Jupiteru silné dipólové magnetické pole.

Saturn – druhá největší planeta Sluneční soustavy. Je charakteristická dobře viditelným prstencem. Saturn je od Slunce desetkrát dále než Země, a proto je jeho teplota velmi nízká (−150 °C). Průměrná hustota planety 0,7 g·cm⁻³ je nejnižší z celé sluneční soustavy, dokonce nižší než hustota vody. Saturn patří k obřím planetám. Oběhne Slunce za 30 let, kolem vlastní osy se otočí za pouhých 10 hodin. Rychlá rotace způsobuje vznik pásů. V atmosféře jsou pozorovány velké žluté či bílé skvrny. Atmosféra je tvořena oblaky čpavku, vodíkem a heliem. V nitru je snad malé jádro z křemičitanů obklopené kovovým vodíkem. Vítr v atmosféře dosahuje rychlosti až 1 800 km/h. Magnetické pole má dipólový charakter s osou téměř rovnoběžnou s rotační osou.

Diamantová kovadlina – zařízení, ve kterém je vzorek vystaven vysokému tlaku mezi dvěma diamantovými nástavci. Rovnoměrného rozložení tlaku na vzorek je dosaženo vyplněním prostoru kapalinou, například vodou, nebo dokonalým utěsněním prostoru.

Počítačová simulace – napodobení skutečnosti pomocí numerického výpočtu, nezbytná součást modelování fyzikálních procesů. Dokáže na základě sofistikovaných algoritmů předpovědět jak kvantitativní, tak kvalitativní výsledky pokusů při různých počátečních podmínkách. Umožňuje omezit výběr jevů, které celý pokus ovlivňují nejvíce, a tím vysvětlit příčiny a podstatu procesů.

Standardní model nitra velkých planet

První podrobný model nitra velkých planet, včetně výpočtů stavové rovnice a fázového diagramu směsi vodíku a helia za extrémních tlaků, předložil v rámci své disertační práce David John Stevenson (*1948) v roce 1976 na Cornellově univerzitě. Výzkum prováděl pod vedením slavného astrofyzika Edwina Ernesta Sapletera (1924–2008). Jako článek vyšel tento model v roce 1977 v časopise Astrophysical Journal. Model se stal základem dnešních představ o nitru velkých planet. Stevenson už v 70. letech 20. století uvažoval o možnosti existence vrstvy heliového deště, v níž se za vysokého tlaku začnou v původně homogenní směsi molekulárního vodíku vytvářet heliové kapky. Tehdy šlo ale jen o zajímavou hypotézu, která v posledních letech získává silné podpůrné argumenty v různých experimentech. Dnes je Stevenson profesorem na Kalifornské technologiiCALTECH – California Institute of Technology, prestižní americká univerzita, která vznikla v roce 1921. Založil ji chemik Arthur A. Noyes spolu s významným fyzikem Robertem A. Millikanem. Předchůdcem byla Throopova univerzita z roku 1891. Univerzita sídlí v kalifornské Pasadeně. Univerzita zajišťuje provoz JPL (Jet Propulsion Laboratory) americké NASA, analyzuje data ze Spizerova vesmírného dalekohledu a spravuje hanfordskou část detektoru gravitačních vln LIGO., kde pracuje v oddělení planetárního výzkumu.

Současný standardní model nitra plynných obrů předpokládá existenci malého kamenného jádra s přítomností ledu. Poslední výzkumy ze sondy JunoJUNO – americká sonda určená k průzkumu polárních oblastí planety Jupiter. Odstartovala dne 5. srpna 2011, na oběžnou dráhu Jupiteru byla navedena v roce 2016. Sonda Juno zkoumá atmosféru a hledá v ní molekuly vody. Zaměřuje se i na rozsáhlou magnetosféru Jupiteru a její vliv na planetu. kroužící kolem Jupiteru ale ukazují, že ani tato představa nemusí být v detailech správná. Jádro Jupiteru by mohlo být větší, než se dosud předpokládalo, a nehomogenní s kapsami zaplněnými tekutým kovovým vodíkem. Kolem jádra by v případě Jupiteru a Saturnu, kde je dostatečný tlak, měla být vrstva kapalného molekulárního vodíku v kovové fázi. Taková vrstva zcela chybí u Uranu a Neptunu, kde pro její vytvoření není dostatečný tlak. Kapalný kovový vodík je natolik stlačen, že se elektronové orbitalyOrbital – oblast v atomárním či molekulárním obalu, kde se vyskytuje elektron. Pravděpodobnost výskytu elektronu v orbitalu je rovna druhé mocnině velikosti komplexní vlnové funkce. molekul vodíku překrývají, což umožňuje volný pohyb elektronů. Takovou pro nás extravagantní fázi vodíku se podařilo v roce 1996 připravit i v pozemských podmínkách v Lawrencově národní laboratoři v Livermooru. Samuel Weir, Arthur Mitchell a William Nellis uskutečnili tento fázový přechod pomocí rázových vln za tlaku 1 400 gigapascalů a teploty 3 000 kelvinů. Nová fáze sice existovala pouhých 100 nanosekund, ale první krok byl učiněn. Vrstva kapalného kovového vodíku umožňuje v nitru Jupiteru a Saturnu konvektivní proudění a je základem tekutinového dynama zodpovědného za extrémně silné magnetické pole těchto planet. Nad vrstvou kovového vodíku (u Uranu a Neptunu přímo nad jádrem) je nevodivá vrstva z vodíku, helia a metanu. Samotný „povrch“ obřích planet je tvořen tenkým pláštěm – oceánem z vody, čpavku a metanového ledu. Nad ním je turbulentní oblačnost dávající obřím planetám jejich charakteristický vzhled.

Standardní model nitra velkých planet. Zdroj: Tristan Guillot.

Heliový déšť

Jak jsme se již zmínili, vrstvu heliového deště v nitrech Jupiteru a Saturnu navrhl ve svém modelu v 70. letech 20. století americký planetární fyzik David Stevenson. Taková vrstva by měla být těsně nad konvektivní vrstvou z kovového vodíku, která je zodpovědná za genezi magnetického pole Jupiteru a Saturnu. Vzhledem k tomu, že vrstva heliového deště přímo obklopuje oblast zrodu magnetického pole, má na jeho tvar na povrchu velký vliv. Podle současných znalostí jsou podmínky pro vznik takové vrstvy jen ve dvou největších planetách, tedy Jupiteru a Saturnu. V Uranu a Neptunu se vzhledem k příliš nízkému tlaku vrstva nemůže vytvořit. Prvním velkým argumentem ve prospěch existence takové vrstvy bylo měření sondy Galileo, podle kterého je ve vnějších vrstvách nižší zastoupení helia a neonu, než by podle soudobých modelů mělo být. Klesání heliových a případně neonových kapek vlivem gravitace ve vrstvě heliového deště může odsun helia a neonu z vnějších vrstev velmi jednoduše vysvětlit. Navíc při přesunu těžšího helia směrem do nitra planety dochází ke změně potenciální energie, která se mění na teplo vyzařované planetou. Vrstva heliového deště tak nejen vysvětluje měření sondy Galileo, ale i kladnou energetickou bilanci planety Jupiter (vyzařuje více energie, než získává od Slunce). Původ této energie je samozřejmě v gravitační kontrakci, jejíž detaily souvisí s přesunem helia do vnitřních vrstev. Druhým velkým argumentem ve prospěch existence vrstvy heliového deště jsou měření sondy Cassini u Saturnu. Při závěrečných manévrech sondy (tzv. Velké finále, viz AB 9/2017) její dráha procházela těsně nad planetou Saturn a poslední oblet končil dne 15. září 2017 řízeným pádem do Saturnu. Detailní měření magnetického pole Saturnu jsou vysvětlitelná jen za předpokladu existence vrstvy heliového deště kolem oblasti kovového vodíku generujícího magnetické pole Saturnu.

Nový model nitra Saturnu získaný z numerických simulací prováděných
na Univerzitě Johnse Hopkinse. Zdroj: Yi Zheng, HEMI/MICA EAP.

V Lawrencově národní laboratoři v Livermoru (LLNLLLNL – Lawrence Livermore National Laboratory, slavná laboratoř patřící Kalifornské univerzitě. Založena byla v roce 1952. Jedním ze základních cílů bylo zajištění jaderné bezpečnosti USA. Dnes se podílí na experimentech z mnoha vědních oborů.) dokážou exotické stavy látky odpovídající podmínkám v nitru plynných obrů připravit experimentálně. Prvním triumfem byla příprava kapalného kovového vodíku v roce 1996, o níž jsme se již zmínili. Od roku 2000 zde probíhají experimenty s cílem připravit podmínky odpovídající vrstvě heliového deště. Mezi dva diamantové nástavce byla do malé utěsněné oblasti vstříknuta směs vodíku a helia v poměru odpovídajícímu nitru Jupiteru. Takové zařízení se nazývá diamantová kovadlinaDiamantová kovadlina – zařízení, ve kterém je vzorek vystaven vysokému tlaku mezi dvěma diamantovými nástavci. Rovnoměrného rozložení tlaku na vzorek je dosaženo vyplněním prostoru kapalinou, například vodou, nebo dokonalým utěsněním prostoru. a lze v něm dosáhnout extrémních tlaků. V LLNL vytvářeli ve směsi uvnitř kovadliny extrémní tlak za pomoci stovek laserových impulzů, které způsobily silné rázové vlny. Jako zdroj laserového světla bylo použito výkonné laserové zařízení Omega, z něhož je k diamantové kovadlině vedeno 12 laserových svazků. První předběžné výsledky se dostavily po pěti letech experimentů. Známky fázového přechodu byly hledány v rozsahu tlaků 30 až 300 gigapascalů a v intervalu teplot 3 000 až 20 000 kelvinů. Vytvoření heliových kapek v původně homogenní směsi molekulárního vodíku a helia se projeví ve skokové změně v odrazivosti směsi. Úspěšná detekce nové fáze se uskutečnila v roce 2015. Dalších šest let výzkumů vyústilo v podrobný článek v časopise Nature v roce 2021. Výsledkem je experimentální potvrzení, že podmínky pro vznik vrstvy heliového deště jsou v Jupiteru ve vzdálenosti 0,68 až 0,84 poloměru Jupiteru od jeho středu, tj. tato vrstva by měla tvořit cca 15 % poloměru planety. Tlak ve střední části vrstvy je 350 GPa. Při nižších tlacích je vrstva nevodivá, při vyšších se už projevuje disociace vodíkových moleul a částečná ionizace, která způsobuje vodivost vrstvy.

Schéma diamantové kovadliny v Lawrencově národní laboratoři v Livermoru.
Zdroj: LLNL/Nature.

Na Univerzitě Johnse Hopkinse prováděla skupina vedená Chi Yanem podrobné numerické simulace vzniku magnetického pole v nitru Saturnu. Simulace prováděli v marylandském počítačovém centru MARCC (Maryland Advanced Research Computing Center). Jejich cílem bylo vytvořit v simulaci takové pole, jaké pozorovala při závěrečných obletech Saturnu sonda Cassini. Pole Saturnu je v těsné blízkosti planety téměř dokonale osově symetrické. Sonda přesto naměřila drobné odchylky od osové symetrie a další specifické charakteristiky Saturnova pole. V numerických simulacích zkoumali vliv přítomnosti vrstvy heliového deště na tvar pole. Ukázalo se, že přítomnost takové vrstvy je podstatná a pole měřené sondou Cassini je ve shodě s vrstvou rozprostírající se od oblasti kovového vodíku do 0,7 poloměru planety Saturn. I když nebyla existence vrstvy heliového deště v planetách Jupiter a Saturn zatím stoprocentně prokázána, měření přímo u planet, pozemské experimenty i numerické simulace jsou velmi silnými argumenty ve prospěch přítomnosti této vrstvy, která byla předpovězena již před 45 lety.

Numerická simulace magnetického pole v blízkosti Saturnu.
Zdroj: Ankit Barik / Johns Hopkins University.

Odkazy