Jättiplaneetta Jupiter

Jupiter pienellä harrastaja kaukoputkella 

kuvattuna. Jupiterin lisäksi 

kuvassa näkyvät Jupiterin kuut: 

Ganymedes (vasemmalla), 

Europa ja Io (Jupiterista 

oikealle). Kuva Kari A. Kuure.

Aurinkokuntamme suurin planeetta Jupiter on ehdottomasti tähtitaivaan näyttävin kohde aina ensi kevääseen asti. Se on horisontin yläpuolella koko yön ja näkyy hämmästyttävän kirkkaana, vain Venus ylittää sen kirkkauden. Jupiter ei ole vain kirkas, vaan myös suurikokoinen; tarkkasilmäisimmät voivat nähdä sen paljain silmin kiekkona maaliskuun puolivälin tienoille asti. Jupiter näkyy kesään asti Kaksosten tähdistössä.

Jupiterin suuri kirkkaus (–2,5^m) ja näennäinen koko johtuvat yksinkertaisesti siitä, että Jupiterin oppositio on tammikuun 5.päivänä 2014. Oppositio tarkoittaa sitä, että kohde näkyy taivaalla vastakkaisella puolella kuin Aurinko. Tunnetuin oppositio on Kuulla, joskin emme silloin puhu Kuun oppositiosta vaan täysikuusta. 

Jupiterin oppositio merkitsee myös sitä, että maapallon ja Jupiterin välinen etäisyys on lyhyin, vain 4,21 au (629 816 000 km). Vastaavasti konjunktion aikaan (seuraava 24.7.2014) Jupiterin ja Maan välinen etäisyys on suurin ja se on silloin noin 300 000 000 km pitempi.

Planeettana Jupiter on aivan toisenlainen kuin Maa. Jupiter koostuu suurimmaksi osaksi vedystä ja heliumista[1]. Näiden kahden aineen lisäksi Jupiteriin on päätynyt koko joukko muita, kevyehköjä alkuaineita. Sen sijaan kiveä Jupiterissa on suhteellisesti vähemmän kuin aurinkokuntamme sisäosien kiviplaneetoissa, mutta planeetan suuresta massasta johtuen, sitäkin siellä on muutaman maapallon verran.

Kiviytimen yläpuolella on vedestä ja ammoniumista muodostunut jääkerros. Sen yläpuolella on sähköä johtava metallisen vedyn kerros, joka ulottuu noin puoliväliin Jupiterin sädettä. Kerros synnyttää Jupiterin valtavan magneettikentän. Jos pystyisimme näkemään kentän, se näkisi meille täysikuun kokoisena.

Siirryttäessä planeetan ylempiin kerroksiin, vedyn olomuoto muuttuu ja siitä tulee tavallista nestemäistä vetyä. Vaihettumiskerroksessa helium ja siihen liuennut neon muodostava pisaroita ja tiivistyvät nesteeksi metallisen vedyn pinnalle. 

Ytimen ja sitä ympäröivien kerrosten lämpötila on korkeimmillaan useita tuhansia asteita; likipitäen samaa luokkaa kuin Auringon efektiivinen lämpötila (noin 5500 K). Kiinteät ja nestemäiset olomuodot näin korkeissa lämpötiloissa ovat mahdollisia vain hyvin suuressa paineessa. 

Nestemäisen vedyn ja kaasumaisen (molekyylisen vedyn) ilmakehän välinen raja ei ole kovinkaan selkeä. Muutos tapahtuu vähitellen noin 15 000 km (± joitakin tuhansia kilometrejä) pilvipeitteen alapuolella. Paine tässä kerroksessa on noin 100–200 Mpa[2]. 

Jupiterin yläilmakehän rakenne. 

Paine 10⁵ Pa vastaa ilmakehän 

painetta maanpinnalla ja 

tässä paineessa esiintyy 

vyöhykkeiden pilvet. 

Kuva Wikimedia Commons.

Se mitä näemme Jupiterista, on planeettaa peittävä pilvipeite. Se on useista eri kerroksista ja kemiallisista yhdisteistä koostuva, samoin kuin kerrosten lämpötilat ja tuuliolosuhteet poikkeavat suuresti toisistaan. Alimmassa kerroksessa [3]on runsaasti kerrostuneita pilviä, jotka muodostuvat ammoniakista, ammoniumvetysulfidista ja vedestä. 

Vaaleimmat alueet ovat vyöhykkeitä (zones) ja tummat vöitä (belts). Molemmat pilvikerrostumat kiertävät Jupiteria nauhana, joiden muoto on seurausta Jupiteria kiertävistä suihkuvirtauksista. Vaaleilla vyöhykkeillä virtaukset tuovat ilmakehän kaasuja alhaalta ylöspäin ja sen seurauksena ammonium (NH₃)muodostaa vaaleita pilviä näille alueille. 

Tummempien vöiden alueella ilmavirtaus on laskeva ja pilvet muodostuvat suurimmaksi osaksi ammoniumvetysulfiitista (NH₄HS) ja vedestä (H₂O).

Jupiterin ilmakehän virtausten synty ei ole kovinkaan hyvin tunnettua. Tutkijat ovat kehittäneet useita toisistaan poikkeavaa malleja, jotka pystyvät selittämään osan havaituista ilmiöistä. Ensimmäinen malli[4] perustuu stabiileille ilmakerrosten järjestelmälle ja toinen, syvä malli[5], jonka mukaan nestemäisen vedyn kerrostumaan asti ulottuvalla sylinterit muodostava Jupiteria kiertävän virtausjärjestelmän.

Vöiden ja vyöhykkeiden lisäksi Jupiterin pilvipeitteessä on nähtävissä monenmoisia pyörteitä ja muita sääilmiöitä. Merkittävin näistä on Suuri punainen pilkku (GRS), joka on ollut näkyvissä yhtäjaksoisesti ainakin 350 vuoden ajan[7]. Tämän lisäksi GRS:stä etelään on Ovaali BA, joka myös on punainen. Nämä ja osa muistakin pyörteistä on antisykloneja[6].  Ovaali BA puolestaan syntyi vuonna 2000 kolmen valkoisen syklonin yhdistyessä. GRS on kooltaan 2–3 maapallonkokoinen.

Suureen punaiseen pilkkuun 

maapallo mahtuisi pari 

kertaa. 

Kuva PD-USGOV-NASA/

Wikimedia Commons.

Jupiterin ilmakehän syklonit ovat suurimmaksi osaksi (noin 90 %) antisykloneja. Niiden kesto on sitä pidempi mitä suuremmasta syklonista on kysymys. Halkaisijaltaan noin 1000 – 6000 km olevat syklonit ovat yleensä näkyvissä useita vuosia.  Sykloneja esiintyy vain keski- ja korkeilla leveysasteilla, sillä 10° leveyspiirien välillä niitä ei ole koskaan nähty. Ilmeisesti olosuhteet ovat sellaiset, että syklonit muuttuvat epävakaiksi jos siellä sellaisia esiintyisi ja ne katoaisivat ennen kuin olisivat edes syntyneetkään.

Kuluva talvi on Jupiterin havaintomahdollisuuksien kannalta erinomainen. Planeetta on näkyvissä koko yön ja etelässä ollessaan se on korkealla taivaalla. Lisäksi opposition läheisyys tekee Jupiterista näyttävän kohteen, jonka pilvipeitteestä on mahdollisuus tehdä monia mielenkiintoisia ja yksityiskohtaisia havaintoja. Itse planeetan lisäksi Jupiterin suurimmat kuut antavat oman lisämausteensa havaitsijoille ja valokuvaajille. Esimerkiksi Jupiterin pilvipeitteessä näkyy kuiden varjoja säännöllisesti niiden kulkiessa Jupiterin ediste.

Huomautukset

[1] Jupiter vastaa koostumukseltaan Aurinkoa aurinkokunnan syntyaikoina. Vedyn ja heliumin lisäksi Jupiterin ilmakehässä on pieniä määriä metaania, ammoniakkia, rikkivetyä ja vettä. Vesipitoisuus on kuitenkin yllättävän alhainen, kun otetaan huomioon yhdisteen yleisyys aurinkokunnassa.

[2] MPa on miljoona Pascalia ja yksi Pascal on 1 N/m² . Ilmakehän ilmanpaine maanpinnalla on noin 0,1 Mpa.

[3] Jupiterin ilmakehä on ajateltu muodostuvan samalla tavalla kuin maapallonkin: alimpana on troposfääri, sen yläpuolella stratosfääri ja termosfääri ja ylimpänä eksosfääri. Sääilmiöt ja pilvisyys esiintyy troposfäärissä.

[4] Malli kehitettiin 1960-luvulla ja se perustuu aika pitkälti maapallon ilmakehän malleihin. Mallin heikkoutena on, että vaikka se pystyy selittämään Jupiterin pilvipeitteessä esiintyvien kapeiden pilvinauhojen synnyn, mutta ei juurikaan muita ilmiöitä. Näistä vakavin epäonnistuminen ekvaattoriseudun super-pyörivä (Jupiterin pyörimissuuntaan etenevä) suihkuvirtaus. Mallin mukaan virtaus pitäisi olla taaksepäin suuntautunut. Lisäksi Galileo-luotaimen tekemien havaintojen mukaan virtaukset ulottuvat paljon vesipilviä syvempiin ilmakerroksiin, kun taas malli edellyttää virtausten hiljenevän syvällä ilmakehässä.

[5] Syvämallin kehitti F. H. Busse vuonna 1976 ja se perustuu nestevirtaus (fluidi) -teoriaan. Teorian mukaan Jupiterissa tapahtuvat virtausten ajatellaan syntyneen sylinterimuotoisesti pyörivän kappaleen pyörimisakselin suuntaisesti. Sylinterien osien virtausnopeudet poikkeavat toisistaan ja niillä leveysasteilla, joissa sylinterien rajapinnat kohtaavat pilvipeitteen, esiintyvät havaitut suihkuvirtaukset. Itse sylinterit näkyvät vöinä ja vyöhykkeinä. 

Tämäkään malli ei ole täysin tarkka, ja siitä on julkaistu parannettu versio vuonna 2004. Sen mukaan kaasumaisen (molekyylisen) vedyn osuus Jupiterista olisi vain noin 10 % Jupiterin säteestä.
Näyttää ilmeiseltä, että Jupiterin sisäinen lämmöntuotanto (kokonaisteho 335 ± 26 × 10¹⁵ W) on merkittävässä asemassa ja täytyy ottaa huomioon malleja kehitettäessä.

[6] Sykloni ja antisykloni ovat laaja-alaisia tuulijärjestelmiä. Antisyklonissa keskustan ilmanpaine on suurempi kuin reunoilla ja pohjoisella pallonpuoliskolla sen pyörimissuunta on myötäpäivään ja eteläisellä pallonpuoliskolla vastapäivään. Sykloni on puolestaan matalapaineinen ja sen kiertosuunta pohjoisella pallonpuoliskolla on vastapäivään ja eteläisellä pallonpuoliskolla myötäpäivään.

[7] Ensimmäiset merkinnät pilkusta löytyvät Giovanni Domenico Cassinin (1625–1712) muistiinpanoista vuodelta 1665.