Že by z Jupiteru vysílala nějaká nová rozhlasová stanice? Nikoliv, takový marketingový tah by se rozhodně nevyplatil. Jde o přirozené radiové vlny emitované z plazmosféry Jupiteru. V tomto případě je ovšem mechanizmus emise podstatně ovlivněn unikátní a neobvyklou interakcí Jupiteru s jeho měsícem Io, která nemá obdoby u žádné jiné planety. Radiové vlny Jupiteru jsou tak silné, že často co do intenzity překonávají radiové vlny emitované ze Slunce.
| Objev radiových vln z Jupiteru |
Radiové vlny Jupiteru objevili 6. 4. 1955 radioastronomové Bernard Burke a Kenneth Franklin z Carnegie Institutu ve Washingtonu. Započala se tím dosud více než padesátiletá éra radiového výzkumu planet. V době zmíněného objevu již bylo známo mnoho radiových astronomických zdrojů, například Krabí mlhovina M1, kterou chtěli Burke a Franklin použít k testu budované antény. Jejich anténu tvořil rozsáhlý anténní systém nazývaný Mills Cross Array. Testy vypadaly slibně a zdálo se, že anténa funguje dobře. Po několika pozorováních se ale začal objevovat jakýsi periodický šum, pro který se nedařilo určit zdroj. Nejprve bylo podezření, že jde o interferenci z nějakého pozemského zdroje. Šum se však objevoval každou noc zhruba ve stejný čas a pečlivá analýza pak ukázala, že neznámý signál se objevuje každou noc o 4 minuty dříve. Šlo tedy o siderickou periodu dne (vztaženu ke vzdáleným objektům, na rozdíl od synodické periody vztažené ke Slunci), což ukazovalo na mimozemský zdroj. Po několika měsících sbírání dat se zjistilo, že zdroj se pomalu pohybuje vzhledem ke vzdálené hvězdné sféře a původcem radiového záření tak byl identifikován Jupiter, který se na obloze zrovna nacházel v blízkosti Krabí mlhoviny.
|
Jupiter - největší a nejhmotnější 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. Io - Jupiterův měsíc, průměr má 3 630 km, obíhá ve vzdálenosti 422 000 km. Objeven byl Galileo Galileem v roce 1610. Na Iu je aktivní sopečná činnost, nitro je ohříváno slapovým působením a elektrickými proudy. Tyto proudy tekou podél silokřivek Jupiteru a uzavírají se přes Io. Io se nachází na vnitřní straně plazmového toru, který obklopuje Jupiter. Cyklotronní maserová nestabilita - nestabilita v plazmatu, při které elektromagnetická vlna uspořádá fázi cyklotronního pohybu elektronů tak, aby emitovaly synchrotronní záření ve fázi s původní vlnou. Výsledkem jsou polarizované radiové emise na frekvenci blízké cyklotronní frekvenci. Tyto emise byly pozorovány u Země, Jupiteru, Saturnu, Uranu a Neptunu. Cyklotronní frekvence - frekvence spirálovitého (Larmorova, gyračního) pohybu elektronů kolem magnetických silokřivek. Důležitá je tzv. cyklotronní rezonance, při které je vlna absorbována na této frekvenci. Z cyklotronní rezonance lze určit magnetické pole plazmatu. Cyklotronní frekvence je rovna QB/m (náboj×pole/hmotnost částice). Siderická perioda - doba mezi dvěma po sobě následujícími návraty tělesa na nebeské sféře k téže hvězdě. Jde tedy o periodu měřenou vzhledem ke vzdáleným hvězdám. Synodická perioda - perioda, po které se těleso objeví na témže místě oblohy vzhledem ke Slunci při pozorování ze Země. Jde například o dobu dvou následných konjunkcí se Sluncem. Jde o periodu zdánlivou, protože sama Země se pohybuje kolem Slunce. Pulsar - neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulsy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulsar byl objeven v roce 1967. |
 |
 |
| Anténní systém Mills Cross Array, s nímž v roce 1955 Burke a Franklin objevili radiové vlny Jupiteru. Nahoře detailní snímek, dole pohled na celkové uspořádání (snímek Carnegie Institution of Washington). |
| Mechanizmus emise |
Nejintenzivnější skupinou všech módů radiových vln emitovaných Jupiterem je skupina ovlivněná interakcí planety Jupiter s měsícem Io. Slapové tření a elektrický proud totiž zahřívá vnitřek měsíce Io, který je tak nejvulkaničtějším tělesem sluneční soustavy. Část vyvrhnuté hmoty z vulkánů opustí zcela jeho povrch a vytváří plazmový torus kolem Jupiteru. Ten významně zasahuje do chování Jupiterovy magnetosféry. Tím, že Io prochází prstencem ionizovaného plynu v magnetickém poli Jupiteru, protéká mezi měsícem Io a Jupiterem enormní elektrický proud. Uvolněný výkon je 2 biliony wattů. Obrovský proud je zdroj energie pro plazmové vlny, které vedou ke vzniku radiové emise.
 |
| Plazmový torus kolem Jupiteru. Zdroj AGA. |
Emise na nízkých frekvencích je generována relativně nízkoenergetickými elektrony, rotujícími v magnetickém poli Jupiteru. V případě emise závislé na měsíci Io jsou elektrony urychlovány elektrickým polem indukovaným oběžným pohybem Ia. Tyto elektrony se pohybují po spirále podél silokřivek magnetického pole Jupiteru, které procházejí Měsícem Io. Emise je generována elektrony letícími po silokřivce od Ia k Jupiteru při odrazu elektronů (mechanizmem magnetického zrcadla) v blízkosti magnetického pólu Jupiteru. Emitovaná frekvence je mírně nad lokální cyklotronní frekvencí.
Má se za to, že emisi způsobuje mechanizmus cyklotronní maserové nestability, při níž jsou radiové vlny emitovány do směrů dutého kužele s osou rovnoběžnou s magnetickým polem. Emise je detekována pozorovatelem v okamžiku, kdy stěna kužele zasáhne Zemi, podobně jako se to děje (ovšem s nesrovnatelně kratší periodou) u pulsarů. U Jupiteru je sklon magnetické osy vzhledem k rotační 9,6°.
| Vlastnosti Jupiterova záření |
Rozsah přijímaných frekvencí na zemském povrchu je 15÷38 MHz. Pod dolní hranicí jsou radiové vlny tlumeny popřípadě odráženy ionosférou Země, nad horní hranicí uvedeného rozsahu se jejich intenzita rapidně snižuje. Tato oblast se někdy nazývá pásmo dekametrových vln. U radiových vln vyzařujících z Jupiteru se rozlišuje 7 módů, podle natočení rovníku Jupiteru k Zemi a polohy měsíce Io. Liší se rozsahem frekvence a polarizací.
 |
| Dynamické spektrum emise módu Io−A zaznamenané 9. 8. 1998 skládající se z pravotočivě polarizovaného L−pulzu. Vodorovné čáry jsou interference z pozemních radiových stanic (University of Florida). |
| Příjem radiových vln z Jupiteru |
Radiové vlny emitované Jupiterem lze přijímat širokopásmovými krátkovlnnými přijímači, připojenými ke vhodné anténě. Běžné radiové přijímače mají nevýhodu úzkého pásma a rovněž by bylo potřeba vyřadit z činnosti obvod automatické úpravy zisku. Co se týká antén, nejjednodušší anténou je například půlvlnný dipól, drátová celovlnná anténa, popřípadě celovlnná smyčka. Pro systematické pozorování je však potřeba anténa s vyšším ziskem. Pro tento účel se používají víceprvkové logaritmicko-periodické antény.
 |
| Logaritmicko−periodická přijímací anténa radiové observatoře Windward Community College Radio Observatory na ostrově Oahu na Havaji, pro pásmo 17−30 MHz (foto University od Hawaii). |
Protože je zařízení na přijímání radiových signálů z Jupiteru relativně snadno a levně zhotovitelné amatérsky, přišla NASA se zajímavým a úspěšným projektem nazvaným Radio Jove. Nejde o vědeckou činnost, ale spíše o osvětovou a výukovou aktivitu, se zapojením velké komunity nadšených radiamatérů po celém světě. Na www stránkách projektu lze nalézt návody ke zhotovení všech potřebných částí přijímacího zařízení, získat software k analýze vlastních zaznamenaných signálů a lze také vzájemně naměřená data sdílet.
 |
| Přijímač Rádio Jove se záznamovým zařízením. Zdroj: NASA. |
