sobota, 9. marca 2013

Počasie na iných planétach - extrémne aj monotónne


Pred viac ako 35 rokmi opustila Zem dvojica medziplanetárnych sond Voyager (1 a 2), aby na ceste dlhej miliardy kilometrov bližšie preskúmala vzdialené svety obrovských plynných planét. Atmosférické podmienky, s ktorými sa sondy Voyager na svojej misii nakoniec stretli, boli na míle vzdialené od toho, na čo sme boli zvyknutí z nášho najbližšieho okolia, a predovšetkým zo Zeme. Neskoršie misie, ktoré nasledovali v 90. rokoch 20. storočia (Galileo a Cassini), mozaiku informácií o atmosférach vonkajších planétach ďalej úspešne doplnili a zistili, že od planéty k planéte je počasie nielen krajne rozdielne, ale často nadobúda až bizarné podoby, o extrémnosti ani nehovoriac. Okrem toho nám výskum vzdialenejších planét a ich satelitov pomohol objasniť aj evolučný vývoj a pôvod chemického zloženia ich atmosfér. 

Na rozdiel od atmosfér vnútorných terestrických planét (Merkúr, Venuša, Zem  a Mars) bohatých na ťažšie a zložitejšie chemické prvky, ako napríklad dusík, oxid uhličitý či kyslík, majú gigantické planéty (Jupiter, Saturn, Urán a Neptún) atmosféry plné jednoduchých a prchavých plynov (vodík, hélium, metán, vodná para, atď.), ktoré pred miliardami rokov skondenzovali pod vplyvom silnejšej gravitácie do podoby veľmi aktívnych a dynamicky sa vyvíjajúcich plynno-kvapalinových obalov. Zatiaľ čo vnútorné planéty o všetky ľahšie plyny v dôsledku vyššej povrchovej teploty a slabej gravitácie prišli ešte v počiatočných štádiách svojho vývoja a nahradili ich substanciami pochádzajúcimi predovšetkým z vulkanizmu, chemické zloženie atmosfér vonkajších planét veľmi pravdepodobne ostáva už niekoľko miliárd rokov bez podstatnejšej zmeny.   


Obr. 1: Počasie a podnebie na Zemi je riadené a poháňané predovšetkým tepelnou energiou Slnka - dôkazom tohto faktu je aj veľmi nápadná zonálnosť teploty vzduchu a oceánov (Zdroj: NASA)

Extrémne počasie, no monotónne
Počasie na našej domovskej planéte je nám všetkým dôverne známe. To, čo ho robí na Zemi tak zaujímavým, je hlavne jeho veľká premenlivosť, ktorá dokáže z času na čas nielen „prevetrať“ naše schopnosti ho predpovedať, ale spôsobiť aj nemalé problémy. Na rozdiel od Zeme je však počasie na všetkých ostatných planétach až neuveriteľne monotónne, odvíjajúce sa v takmer otrockej pravidelnosti. Trochu iná je však otázka jeho extrémnosti. V období meteorologických meraní zatiaľ nikdy neklesla teplota v najchladnejších miestach Zeme pod mínus  90 °C, či nepresiahla v tých najteplejších 60 °C. (Treba ale pripomenúť, že už takto extrémne hodnoty sú na našej planéte veľmi zriedkavé). Akokoľvek sa nám zdajú byť tieto teploty extrémne, pri porovnaní s podmienkami povedzme na Venuši, Marse či Jupiteri nadobúda pojem „extrémnosť“ celkom iný význam. Na planétach bližších ku Slnku ako Zem neklesajú teplotné maximá nikdy pod 400 °C, naopak na tých vzdialenejších takmer vôbec nevystupujú nad nulu. Mimoriadnu extrémnosť však dosahujú aj niektoré iné meteorologické prvky, napríklad vietor. Na Zemi sme zatiaľ ani v prípade maximálnych nárazov nezaznamenali vietor s rýchlosťou cez 400 km/h. Aj keď je Zem v priemere relatívne veterná planéta, v porovnaní s takým Saturnom, či dokonca Neptúnom, je naša planéta „veľmi“ pokojným miestom. V dôsledku minimálnej turbulencie sa vzduchové hmoty, napríklad na Saturne, ženú okolo planéty nadzvukovou rýchlosťou, a dokonca na Neptúne dosahuje vietor v priemere rýchlosť vyše 2000 km/h. 


Obr. 2: Planéty slnečnej sústavy, zľava: Merkúr, Venuša, Zem, Mars, Jupiter, Saturn, Urán a Neptún (veľkostne porovnateľné len v rámci skupiny terestrických a plynných planét; Zdroj: NASA); dole - veľkostné porovnanie planét navzájom a so Slnkom (Zdroj)


Zdajú sa Vám pozemské hurikány niekedy obrovské? Ak áno, potom skúste zacieliť svoje ďalekohľady na Jupiter. Jeho atmosférou sa rúti búrka za búrkou, jedna väčšia ako druhá. A tie najväčšie, ako napríklad Veľká červená škvrna, jasne identifikovateľná v južnom tropickom pásme planéty, sú dokonca niekoľkonásobne väčšie ako Zem. Búrkové systémy na Jupiteri, a veľmi pravdepodobne aj na ďalších plynných planétach, sú podobne ako na Zemi poháňané silnou konvekciou (ide o organizované výstupné pohyby vzduchu v dôsledku existencie výrazného vertikálneho teplotného rozdielu medzi teplými spodnými a chladnými hornými vrstvami atmosféry), no vzhľadom na väčšiu rotáciu veľkých planét majú diametrálne odlišnú a dodnes nie celkom pochopenú dynamiku. Pozoruhodné je to, že na vonkajších planétach je vertikálny teplotný profil, ako aj veľkosť teplotného gradientu atmosfér takmer identický, čo sa dá vysvetliť len tým, že zdrojom ohrievania spodných vrstiev atmosfér nie je v tomto prípade Slnko, ako tomu je na Zemi, ale teplo unikajúce z útrob planét.

Atmosféra je pre počasie nevyhnutná
Kľúčovým predpokladom existencie počasia na akomkoľvek vesmírnom telese je prítomnosť atmosféry. Táto podmienka je, až na niektoré výnimky, splnená na všetkých známych planétach a dokonca aj niektorých väčších mesiacoch. Schopnosť planéty udržať si atmosféru závisí od viacerých faktorov, a to predovšetkým od únikovej rýchlosti a teploty molekúl plynu v blízkosti povrchu telesa. Čím je plyn ťažší a čím nižšia je povrchová teplota, tým nižšia je rýchlosť molekúl plynu a tým väčšiu má planéta schopnosť si udržať atmosféru. Unikátnosť atmosférických podmienok, s akou sa stretávame na ostatných telesách našej sústavy nie je preto daná len vzdialenosťou jednotlivých planét od Slnka, či tvarom ich obežných dráh. Nemenej podstatné sú aj vlastnosti samotnej planéty, a to predovšetkým jej veľkosť, chemické zloženie atmosféry, ako aj prítomnosť vnútorného zdroja energie. 


Obr. 3: Úniková rýchlosť vybraných plynov v závilosti od povrchovej teploty planét (Zdroj: Wikipedia)
 
Príkladom planéty, ktorá si kvôli svojej nízkej hmotnosti a vysokým povrchovým teplotám nedokáže udržať stálu atmosféru je Merkúr. Chemické zloženie jeho subtilnej atmosféry je ale veľmi zaujímavé. Okrem hélia a vodíku, ktoré sa do slabého gravitačného a magnetického poľa planéty dostávajú zo solárneho vetra, sú to ďalej draslík, sodík, kyslík a vodná para, ktorých zdrojom je nielen rádioaktívny rozpad ťažších prvkov a uvoľňovanie plynov z kôry Merkúru, ale aj dopady malých telies alebo zvyškov komét na jeho povrch. Atmosféra tejto dnes už najmenšej planéty je zaujímavá aj z iného dôvodu. Vyskytuje sa tu totiž najväčší rozsah povrchovej teploty (amplitúda) v slnečnej sústave, a to až 610°C. Blízkosť planéty k Slnku, ako aj extrémne riedka alebo takmer žiadna atmosféra vedie k tomu, že teplota na oslnených častiach dosahuje až +430°C, zatiaľ čo na nočnej strane môže klesnúť pod -180°C. 


Obr. 4: Na Venuši zatiaľ pristála len sovietská kozmická sonda Venera (vľavo hore), ktorej sa podarilo zmapovať nielen vertikálny profil jej atmosféry (hore), ale priniesla aj zaujímavé fotografie povrchu (dole; Zdroj. NASA)


Obr. 5: Planéta Venuša so svojou mohutnou oblačnosťou (vľavo, v IR kanále) a bez nej (Zdroj: NASA); povrch Venuše v podobe topografickej mapy si možno prezrieť tu: Topografická mapa Venuše (Zdroj).

Horúca Venuša, chladný a púštny Mars
O susednej Venuši si vedci kedysi mysleli, že je sesterskou planétou Zeme a niektorí dokonca snívali o tom, že pod vrstvou oblačnosti sa nachádza teplý a vlhký svet, pripomínajúci amazonskú džungľu. Ich predstavy sa však rozplynuli hneď po prvých misiách ruských sond Venera, ktoré odhalili Venušu takú aká v skutočnosti je – horúcu a neprívetivú. Ide o planétu s azda najnehostinnejšou atmosférou v našej sústave. Nielenže je hustejšia ako tá pozemská, ale navyše obsahuje približne rovnaké množstvo oxidu uhličitého, ako je na Zemi viazané vo forme karbonátov. Táto skutočnosť nás privedie k celkom logickej úvahe o tom, že ak by bola Zem v rovnakej vzdialenosti od Slnka ako Venuša, skočila by celkom isto podobne. Vysoká koncentrácia oxidu uhličitého (asi 97 objemových %), ktorý na rozdiel od Zeme nemá žiadnu možnosť sa viazať do geologických úložísk, podporuje na planéte podmienky tzv. „superskleníkového“ efektu. To znamená, že teploty vystupujú vysoko nad 460°C, bez rozdielu na to či je noc alebo deň. Nehostinné podmienky sú navyše umocnené neustálym mrholením kyseliny sírovej vypadávajúcej z oblakov, ktoré visia asi 45-60 km nad povrchom. Predpoveď počasia by však bola v prípade Venuše veľmi nudná. Každý deň extrémne vysoký atmosférický tlak (90-násobok pozemského), žieravý kyslý vzduch s minimom vlhkosti a občasným závanom vetra (do 7 km/h) a nakoniec teploty, pri ktorých sa bez problémov taví olovo. Jednoducho podmienky, pri ktorých by bol prípadný návštevník zo Zeme takmer okamžite strávený. Apropo, asi takto nejako vyzerala Zem pred štyrmi miliardami rokov.   

Na rozdiel od Venuše, Mars skôr pripomína chladnú a suchú púšť, kde teploty ani počas najteplejších dní nevystupujú vysoko nad bod mrazu (priemerná teplota je -46°C). Aj napriek chemickému zloženiu atmosféry, ktoré je veľmi podobné tomu z Venuše (95 % oxidu uhličitého), Mars nedokáže veľmi profitovať z prirodzeného skleníkového efektu. Celkové oteplenie, ktoré ide na vrub vysokej koncentrácii CO2 je tu len necelých 6°C (na Zemi 33°C, na Venuši 510°C), a je tak nízke nielen kvôli veľmi riedkej atmosfére, ale aj väčšej vzdialenosti od Slnka. Teploty v prízemnej vrstve sú najmä v zimnom polroku natoľko nízke (pod -80°C), že celá štvrtina obsahu atmosféry pravidelne vymrzáva do tuhého skupenstva a v podobe snehu a ľadu sa ukladá na povrch planéty, najviac v oblasti pólov. Veľkou zaujímavosťou marťanskej atmosféry sú obrovské piesočné búrky, ktoré dokážu dokonca aj pri relatívne slabom vetre ovládnuť celú planétu na niekoľko dlhých mesiacov. Ide opäť o dôsledok nielen riedkej atmosféry, ale predovšetkým slabej gravitácie na povrchu červenej planéty.  


Obr. 6: Povrch Marsu z paluby sondy Pathfinder (1997) - dole; porovnanie dvoch rôznych poveternostných situácií na Marse, v júni a septemberi 2001 (s globálnou púštnou búrkou; Zdroj: NASA)


Obr. 7: Dnes púštny Mars bol v minulosti pravdepodobne bohatší na vodu, ako ukazuje aj nedavný výskum podpovrchových vodných kanálov v oblasti planiny Elysium Planitia (dole; Zdroj: NASA/JPL-Caltech/Sapienza University of Rome/Smithsonian Institution/USGS)



Obr. 8: Topografická mapa Marsu - Elysium Planitia sa nachádza v pravej hornej časti mapového diela (Zdroj  

Hurikánový svet Jupiteru
Aj keď ich nazývame plynnými planétami, prevažná väčšina ich objemu a hmotnosti netvorí nič, čo by sme plynom nazvali. Dokonca aj pojem atmosféra sa v ich prípade stáva ťažšie uchopiteľný, pretože na rozdiel od malých terestrických a Zemi podobných telies, nemajú planéty ako Jupiter pevný povrch, ktorý by oddeľoval plynnú atmosféru od pevného geologického podkladu. Pri veľkých planétach panuje teda predstava, že sú zložené s postupne hustnúcich plynných, tekutých a nakoniec pevných vrstiev vodíka a hélia, ku ktorým na Uráne a Neptúne významnejším podielom pristupujú metán a amoniak (čpavok). Najvnútornejšie jadro je potom tvorené kamenným a veľmi horúcim terestrickým telesom s veľkosťou o niečo prevyšujúcou Zem. Spoločným znakom všetkých veľkých planét je aj existencia veľmi výrazného teplotného gradientu atmosféry vo vertikálnom smere – zatiaľ čo horné vrstvy ich atmosfér (resp. oblačnosti) vykazujú mimoriadne nízke teploty (menej ako -150°C), vrstvy ležiace len 100-150 km nižšie sú vyslovene horúce, s teplotou niekoľko stoviek stupňov Celzia. Tento značný teplotný rozdiel, generovaný vnútorným teplom veľkých planét, je zdrojom veľmi intenzívnej turbulencie. Keď sa k tomu všetkému pripočíta aj vplyv rýchlej rotácie, niet sa čomu čudovať, že atmosféry plynných gigantov sú tak mimoriadne dynamické.


Obr. 9: Planéta Jupiter v kombinovanom IR kanále, ako ju zachytila sonda Cassini (vľavo) a snímky najväčšieho atmosférického útvaru - "Veľkej červenej škvrny" pri použití rôznych zobrazovacích kanálov (vpravo hore a dole; Zdroj: NASA)


Obr. 10: Schematické znázornenie dynamických fenoménov Jupiterovej atmosféry - charakter prúdenia vzduchu v tzv. "zónach" (vľavo) a vysvetlenie vzniku tmavých oválov v atmosfére (vpravo hore a dole; Zdroj. NASA)

Jupiter je nekorunovaným kráľom plynných planét a je tak veľký, že vyžaruje dvojnásobne množstvo tepla, než prijíma zo Slnka (ide o zbytkové teplo z dôb zrodu slnečnej sústavy). Obrovské množstvo vnútorného tepla, ktoré ohrieva Jupiterovu atmosféru je zdrojom až kolosálnej turbulencie a konvekcie prejavujúcej sa existenciou vírov a búrok rozmanitej veľkosti a farby. Ďalším fenoménom prispievajúcim k nenapodobiteľnej zonálnej (pásmovej) štruktúre oblačnosti je extrémne rýchla rotácia planéty (jedna otočka za menej ako 10 hodín), ktorá generuje silné výškové prúdenie obiehajúce planétu rovnobežne s rovníkom. Nesmierne jemné a organicky pôsobiace oblačné štruktúry majú v sebe až nadpozemskú krásu, ktorá môže smelo konkurovať dokonca aj Saturnovým prstencom. Skutočnou záhadou ale ostáva pozoruhodne premenlivé a pestré sfarbenie Jupiterovej atmosféry. Najslávnejším útvarom na Jupiteri je nepochybne jeho Veľká červená škvrna, ležiaca v južnom tropickom pásme, s rozmermi 30 000 × 13 000 km. Je teda asi 3-krát väčšia ako naša Zem. Navzdory presvedčeniu, že je svojou štruktúrou podobná pozemským hurikánom, ide naopak o oblasť vysokého tlaku vzduchu, teda o anticyklónu, ktorej okrajové oblaky, pohybujúce sa rýchlosťou až 400 km/h, vystupujú asi 8 km nad okolitú atmosféru. Aj keď sa zdá, že v posledných desaťročiach škvrna stráca na intenzite, je pozoruhodne stabilná už minimálne 300 rokov. K zaujímavej situácii však došlo v roku 2005, kedy južne od Veľkej škvrny vznikla tzv. Malá červená škvrna, ktorá vznikla spojením troch veľkých bielych oválov. Rýchlosťou, ale hlavne veľkosťou začína konkurovať svojej väčšej rovesníčke. Na Jupiteri sa však vyskytujú aj klasické búrky podobné tým, ktoré poznáme z letného obdobia u nás na Zemi. Na rozdiel od pozemských, ktorá sú vo výnimočných prípadoch 18-20 km vysoké, dosahujú však tie na Jupiteri gigantické rozmery, s výškou 120 a priemerom až 4000 km. 


Obr. 11: Jupiterová atmosféra je vďaka extrémne rýchlej rotácii a veľkému zdroju vnútorného tepla známa svojou výraznou pásmovitou štruktúrou (Zdroj. NASA)       

Veterný Saturn
Saturn je Jupiteru veľmi podobný, a to nielen z pohľadu chemického zloženia, ale aj vnútornou stavbou či charakterom atmosféry, je len o niečo chladnejší a bohatší na vodík. Na prvý pohľad sa to síce nezdá, no pod vrchnou vrstvou amoniakového oparu, ktorý dodáva planéte charakteristický, no celkom fádny žltkastý nádych, nájdeme podobnú pásmovú a turbulentnú štruktúru oblačnosti ako na Jupiteri. Vetry tu však vanú oveľa rýchlejšie, a to až rýchlosťou 1800 km/h. Aktivita v atmosfére je rovnako ako na Jupiteri poháňaná vnútorným zdrojom tepla, no v priemere vyššia rýchlosť výškového prúdenia naznačuje, že je ho v porovnaní so Saturnovým väčším susedom menej. Sonda Cassini identifikovala v atmosfére Saturna veľké množstvo búrkových systémov so zložitými oblačnými tvarmi. Najznámejšia z nich dostala prezývku Dračia búrka. Tieto búrky môžu vydržať až 8 mesiacov a sprevádza ich blesková činnosť desaťtisíc krát intenzívnejšia ako na Zemi. Pozoruhodný oblačný útvar sa nachádza v oblasti južného pólu Saturna. Svojim tvarom a štruktúrou pripomína tento gigantický polárny vír pozemský hurikán, oveľa viac ako Veľká červená škvrna na Jupiteri. Iný zaujímavý útvar by sme našli na opačnej strane planéty, na severnom póle. Namiesto cyklonálneho hurikánu tu ale sonda Cassini identifikovala obrovský polárny hexagón – oblačný šesťuholník s priemerom asi 25 000 km. O príčine existencie tohto oblačného útvaru sa zatiaľ vie len veľmi málo.


Obr. 12: Veľmi typickou, aj keď nie až tak výraznou zonálnou pásmovitosťou sa vyznačuje aj Saturn - pre jej zvýraznenie je však potrebné použiť IR zobrazovací kanál; na obrázku vľavo je zachytená jedna z "Dračích búrok" (Cassini, Zdroj: NASA)

Fádný Urán? Omyl!
Urán je ďalší vodíkovo-héliový plynný obor. Jeho veľmi nápadné akvamarínovo modré zafarbenie je spôsobené pomerne vysokým podielom metánu v horných vrstvách atmosféry (metán totižto výrazne absorbuje červenú časť spektra slnečného žiarenia). Sonda Voyager 2 nám pri svojom prelete v blízkosti planéty v roku 1986 predstavila Urán ako celkom fádnu a pokojnú plynovú guľu bez náznaku akejkoľvek atmosférickej aktivity. Takýto obraz Uránu však dlho nevydržal. Vtedy sme ešte netušili, že cirkulácia v atmosfére je významne ovplyvnená veľkým sklonom rotačnej osi planéty, ktorá je odklonená od roviny orbity o celých 98 stupňov. Počas vyše 84 rokov, ktoré Urán potrebuje na jeden obeh okolo Slnka, je každý z pólov nepretržite osvetlený polovicu z tohto času, a ďalšiu polovicu je v úplnej tme. V období letného slnovratu sú osvetlené polárne oblasti výrazne teplejšie ako oblasť okolo rovníka (teplotný rozdiel je až 50°C). Takáto asymetrická distribúcia energie pravdepodobne znemožňuje efektívnejšiu výmenu tepla medzi pólmi a rovníkom, čo sa prejavuje tým, že atmosféra pôsobí pokojnejším dojmom (podobne ako v dobe preletu Voyagera). Všetko sa však mení príchodom rovnodennosti a výraznejším oslnením tropických oblastí. Atmosféra začína pulzovať, objavujú sa v nej pruhy metánových oblakov, prudké víchrice s rýchlosťou až 600 km/h a nám už dobre známa pásmová štruktúra plná turbulentných vírov a oválov. Dá sa dokonca povedať, že príchodom jari vzhľad Uránu začína nápadne pripomínať ďalšieho plynného obra, Neptún. Podobnosť bola navyše ešte umocnená tým, keď v roku 2006 bola v jeho atmosfére objavená podobná tmavá škvrna ako o takmer dvadsať rokov skôr na Neptúne. Atmosféra Uránu je navzdory prvému dojmu z roku 1986 veľmi dynamická a v porovnaní s ostatnými veľkými planétami má celý rad špecifík daných extrémne veľkým sklonom jeho rotačnej osi. Je nanajvýš pozoruhodné, ako zásadne dokáže Slnko ovplyvniť aktivitu atmosféry na tak vzdialenej planéte. 


Obr. 13: Zábery planéty Urán z vesmírneho teleskopu Hubble poukazujú na nárast atmosférickej aktivity v tropických šírkach príchodom jarnej rovnodennosti (Zdroj: NASA)

Mrazivý a veterný Neptún
Neptún je najmenšou plynnou planétou slnečnej sústavy. Zo všetkých plynných obrov má najmenej hustú atmosféru, ktorú tvoria prevažne molekuly vodíka, metánu a amoniaku. Práve výrazne zastúpenie metánu dodáva planéte veľmi sýte modré zafarbenie. Vzhľadom na to, že Neptún vyžaruje do svojho okolia až 3,5-krát viac tepla ako prijíma zo Slnka (vzhľadom k jeho hmotnosti je to dokonca viac ako Jupiter a Saturn), jeho atmosféra doslova prekypuje aktivitou. V jeho atmosfére je možné jasne identifikovať dlhé, svetlo sfarbené oblaky typu cirrus pohybujúce sa rýchlosťou až 2000 km/h. Ide o najrýchlejšie vetry zaznamenané v slnečnej sústave. Ďalším zaujímavým atmosférickým útvarom je Veľká tmavá škvrna. Je to obrovský anticyklonálny vír, veľký ako naša Zem, v ktorom sa vzduch z vyšších vrstiev atmosféry prepadáva do nižších, čoho výsledkom je menšia oblačnosť v jeho strede. Pohľad do Veľkej tmavej škvrny nám niečo prezrádza o hlbších vrstvách neptúnskej atmosféry. V periférnych častiach tmavých oválov a Veľkej tmavej škvrny sa vznášajú riasovité oblaky zložené z kryštálikov zmrznutého metánu – ide o tzv. skútre. Neptún je krásnym príkladom toho, že dokonca aj vo vzdialenosti 4,5 miliardy kilometrov od Slnka, kam horko ťažko doputuje jeho životodárne teplo, môžeme nájsť prekvapujúco pulzujúcu a nádhernú planétu.  


Obr. 14: Atmosféru Titánu mal možnosť skúmať pristávací modul sondy Cassini - Huygens, ktorý na jeho povrchu pristál 14. januára 2005 - modul priniesol zaujímavé zábery horných vrstiev titánovej atmosféry (vpravo; Zdroj. NASA)

Vysoké nebo na Titáne
Spomedzi veľkých telies slnečnej sústavy stojí za pozornosť aj jeden z najväčších mesiacov slnečnej sústavy, väčší ako planéta Merkúr, o ktorom vieme, že má hustú atmosféru podobnú tej našej pozemskej. Ide o najväčší mesiac planéty Saturn – Titán.  Atmosféra Titánu je síce asi 5-6-krát hustejšia a čo do výšky siaha vyššie (je hrubá asi 700 km; na Zemi je to približne 200-250 km), no chemickým zložením je pozemskej veľmi podobná. Sú to jediné dve atmosféry v našej sústave, ktoré sú bohaté na molekulárny dusík. Jedinou výraznejšou odlišnosťou je vyššie zastúpenie metánu, ktoré v prípade Titánu dosahuje až 5% (na Zemi je to 0,0001745%). Veľmi ťažké je vysvetliť, ako Titán prišiel k svojej hustej organickej atmosfére. Vieme predsa, že väčšina ostatných ľadových terestrických telies, počnúc Jupiterovými mesiacmi a končiac veľkým Neptúnovým mesiacom, Tritónom, žiadnu významnú atmosféru nemajú. Odpoveď nie je jednoduchá, no dá sa všeobecne povedať, že všetky faktory, ktoré ovplyvňujú to, či si teleso udrží atmosféru alebo nie, stáli počas celého vývoja Saturnového systému satelitov na strane Titánu. Relatívne slabé magnetické pole Saturnu, časté, ale pritom pomalé impakty malých telies na povrch mesiaca, či napríklad aj optimálna veľkosť a povrchová teplota (-180°C) zohrali v tomto nezanedbateľnú úlohu. Okrem fyzikálnych a chemických vlastností titánovská atmosféra zaujme aj svojou značnou aktivitou, ktorú by človek na tak chladnom mieste slnečnej sústavy rozhodne nečakal. 

Atmosféra Titánu je celkovo len málo priehľadná. Spôsobuje to všadeprítomná metánová hmla, z ktorej vypadávajú slabé zrážky v podobe mrholenia. Sonda Cassini dokonca zaznamenala výskyt pomerne častých metánových búrok a dokonca v oblasti pólov narazila na niečo veľmi zvláštne – etánonový sneh. Atmosféra je navyše dosť veterná, a to najmä vo väčších výškach, kde dujú vetry s rýchlosťou až 720 km/h. Vietor fúka prevažne v smere rotácie mesiaca, čo budí dojem, že Titán sa otočí okolo vlastnej osi raz za 24 hodín. Samotný povrch však rotuje výrazne pomalšie ako samotná atmosféra a jedna otočka mu trvá približne 16 dní. Pri tak hustej atmosfére zohráva vietor veľmi dôležitú úlohu pri formovaní celého Titánovho povrchu. Zvlášť nápadné je to najmä v tropických šírkach, kde boli sondou Cassini objavené mohutné duny metánových a iných sedimentov. 


Obr. 15: Teplotný profil plynných gigantov je nápadne podobný a výrazne podmienený vnútorným zdrojom tepla, zvlášť nápadný je tento fenomén na Jupiteri (Zdroj: NASA)      

Záver
Hurikány na Jupiteri, trikrát tak veľké ako Zem, obrovské „Dračie“ búrky v atmosfére Saturna, generujúce desaťtisíckrát viac elektrických výbojov ako tie najsilnejšie búrky na Zemi, alebo napríklad aj mimoriadne silné vetry na Neptúne, ktoré by svojou rýchlosťou neprekonali ani slávne nadzvukové lietadlo Concorde, sú dôkazom mimoriadnej extrémnosti a mnohotvárnosti počasia na ostatných planétach slnečnej sústavy. Už len na základe tohto veľmi letmého priblíženia všetci správne tušíte, že naša planéte patrí z pohľadu počasia k tým pokojnejším miestam slnečnej sústavy. K vzácnej a blahodarnej stabilite zemskej klímy (a počasia), udržiavajúcej sa v priebehu stoviek miliónov rokov, jej zaiste dopomohlo hneď niekoľko faktorov – optimálna veľkosť, správna vzdialenosť od Slnka, existencia tekutej vody, fungujúca tektonika, ktorá práve v kombinácii s vodou a oceánmi umožňuje existenciu uhlíkového cyklu, no a v neposlednom rade aj prostý fakt existencie komplexných foriem života, teda biosféry.


Autori:
Mgr. Jozef Pecho (Ústav fyziky atmosféry AV ČR, v.v.i., Oddelenie klimatológie, Boční II 1401, 141 31 Praha 4, Česká republika),
RNDr. Vojtěch Bližňák, PhD. (Ústav fyziky atmosféry AV ČR, v.v.i., Oddelenie meteorológie, Boční II 1401, 141 31 Praha 4, Česká republika),
Mgr. Zuzana Rulfová (Ústav fyziky atmosféry AV ČR, v.v.i., Oddelenie klimatológie, Boční II 1401, 141 31 Praha 4, Česká republika),
Mgr. Alexander Ač, PhD. (Centrum výskumu globálnej zmeny AV ČR, v.v.i., Bělidla 986/4a, 603 00 Brno, Česká republika).

Literatúra
Atreya, S.K., Pollack, J.B. a Matthews, M.S. (eds.) 1989. Origin and Evolution of Planetary and Satellite Atmospheres. Tucson, AZ: University of Arizona Press.
Bennett, J. O., Donahue, M. O., Schneider, N., Voit, M. 2009. The Cosmic Perspective with Mastering Astronomy. Addison-Wesley; 6 edition (December 27, 2009), 832 s.
Ingersoll, A.P. 1990. Atmospheric dynamics of the outer planets. Science 248: s. 308–315.
Ingersoll, A.P. 1999. Atmospheres of the giant planets. In The New Solar System, fourth edition, edited by J.K. Beatty, C. C. Petersen, and A. Chaikin, Sky Publishing Corp., Cambridge, Mass. and Cambridge University Press, s. 201-220.
Ingersoll, A. P. 2002. Atmospheric dynamics of the outer planets. In Meteorology at the Millenium, edited by R. P. Pearce, Academic Press, s. 306-315.
Hansen, J. 2010. Storms of My Grandchildren: The Truth About the Coming Climate Catastrophe and Our Last Chance to Save Humanity. Bloomsbury USA; Reprint edition (December 21, 2010), 336 s.
McFadden, L.A., Weissman, P. (eds.), Johnson, T. 2006. Encyclopedia of the Solar System. Academic Press; 2 edition (December 28, 2006), 992 s.

Žiadne komentáre:

Zverejnenie komentára

Vysušovanie krajiny vs. silnejúci skleníkový efekt

Je príčinou klimatickej zmeny a globálneho otepľovania vysušovanie krajiny? V súvislosti s príčinami globálneho otepľovania a klimatick...