Kiedy mówi się, że Jowisz jest gazowym olbrzymem, łatwo wyobrazić sobie ogromną kulę gazu otaczającą coś, co znajduje się pod spodem. Może ocean. Może jakieś jądro. W każdym razie gdzieś chyba powinna być granica, po przekroczeniu której przestajemy lecieć przez atmosferę i zaczynamy zanurzać się w czymś bardziej konkretnym.
Tyle że na Jowiszu taka granica właściwie nie istnieje.
Nie ma powierzchni, na której można byłoby stanąć. Nie ma też oceanu ciekłego wodoru z taflą, nad którą dałoby się zawisnąć. Gdybyśmy dysponowali niezniszczalnym statkiem i zaczęli opadać przez atmosferę Jowisza, otaczająca nas materia po prostu stawałaby się coraz gęstsza.
I robiłaby to przez tysiące kilometrów.
Gdzie gaz zamienia się w ciecz?
Na Ziemi sprawa wydaje się prosta. Nad jeziorem mamy gaz, pod powierzchnią ciecz, a pomiędzy nimi wyraźną granicę. Można zanurzyć palec i dokładnie wskazać miejsce, w którym kończy się powietrze, a zaczyna woda.
W przypadku głównego składnika Jowisza, czyli wodoru, warunki są zupełnie inne.
Każda substancja ma tzw. punkt krytyczny. Powyżej pewnej temperatury nie da się już skroplić gazu samym zwiększaniem ciśnienia. Znika klasyczny podział na gaz i ciecz z wyraźną powierzchnią pomiędzy nimi.
Dla wodoru temperatura krytyczna wynosi zaledwie około 33 kelwinów, czyli około -240°C.
Tymczasem już w okolicach poziomu, który astronomowie umownie traktują jako „powierzchnię” Jowisza, temperatura wynosi około 165 K, czyli około -108°C. Głębiej szybko robi się jeszcze cieplej.
Wodór w Jowiszu znajduje się więc daleko powyżej swojej temperatury krytycznej. Nie ma momentu, w którym nagle skrapla się i tworzy ocean.
Zamiast tego przechodzi stopniowo od bardzo rzadkiego gazu do coraz gęstszego płynu nadkrytycznego. Przy małej gęstości zachowuje się bardziej jak gaz. Przy ogromnym ciśnieniu coraz bardziej przypomina ciecz. Granica między tymi zachowaniami jest rozmyta.
Określenie „ocean ciekłego wodoru”, spotykane czasem w popularnych opisach Jowisza, może więc wprowadzać w błąd. Nie byłoby żadnej tafli.
Spróbujmy wpaść do Jowisza
Załóżmy oczywiście, że mamy statek odporny na dowolne ciśnienie i temperaturę. Rzeczywisty pojazd zakończyłby podróż znacznie wcześniej.
Na początku widok mógłby jeszcze przypominać to, czego spodziewamy się po atmosferze. Chmury, mgły, turbulencje, potężne wiatry.
Widoczne z Ziemi pasy Jowisza znajdują się bardzo wysoko. Górne chmury amoniakalne występują mniej więcej w okolicy ciśnienia jednego bara, czyli zbliżonego do ziemskiego ciśnienia atmosferycznego przy poziomie morza. Niżej znajdują się kolejne warstwy chmur, między innymi związane z wodą i związkami amoniaku.
Światło słoneczne szybko zaczęłoby zanikać.
Już kilkadziesiąt kilometrów niżej ciśnienie byłoby wielokrotnie większe niż na Ziemi. Około 150 kilometrów pod umownym poziomem jednego bara ciśnienie osiąga około 22 barów, a temperatura około 150°C.
Wiemy to nie tylko z modeli.
Właśnie mniej więcej tam dotarła sonda atmosferyczna Galileo 7 grudnia 1995 roku. Przez 57,6 minuty przesyłała dane podczas opadania w atmosferze Jowisza. Potem kontakt się urwał.
W skali całej planety te 150 kilometrów to prawie nic.
Promień Jowisza ma około 70 tysięcy kilometrów.
Dalej musimy już znacznie bardziej polegać na fizyce, pomiarach pośrednich i modelach.
Atmosfera, która przestaje przypominać atmosferę
Wraz z opadaniem ciśnienie, temperatura i gęstość rosną bez przerwy.
Nie ma żadnego momentu, w którym statek przebija powierzchnię i z pluskiem wpada do oceanu.
Po prostu otoczenie robi się coraz gęstsze.
W zależności od tego, jakie kryterium przyjmiemy, po mniej więcej tysiącu kilometrów gęstość otaczającego płynu może być już porównywalna z gęstością ciekłego wodoru w ziemskich warunkach. Kilka tysięcy kilometrów głębiej przestaje mieć większy sens wyobrażanie sobie tego jako „powietrza”.
Nadal jednak nie pojawia się żadna ściana ani powierzchnia.
To trochę tak, jakby mgła robiła się coraz gęstsza, potem zaczęła zachowywać się jak bardzo lekka ciecz, a następnie coraz bardziej przypominała normalny płyn. Problem z tym porównaniem polega na tym, że w Jowiszu cały proces zachodzi przy temperaturach sięgających tysięcy stopni i ciśnieniach, przy których ziemskie materiały dawno przestałyby zachowywać się znajomo.
W głębszych warstwach dochodzi jeszcze jedna zmiana.
Wodór zaczyna stawać się metalem.
Metaliczny wodór nie wygląda jak kawałek aluminium
Nazwa „metaliczny wodór” brzmi tak, jakby gdzieś wewnątrz Jowisza znajdowała się warstwa srebrzystego metalu.
Chodzi jednak głównie o właściwości elektryczne.
Normalnie wodór występuje w postaci cząsteczek H₂ i bardzo słabo przewodzi prąd. Przy ogromnym ciśnieniu cząsteczki zaczynają się rozpadać, a elektrony mogą poruszać się znacznie swobodniej.
Wodór zaczyna wtedy przewodzić prąd podobnie do metali.
W Jowiszu nadal jest przy tym płynem.
Eksperymenty laboratoryjne pokazały metaliczne przewodnictwo płynnego wodoru przy ciśnieniach rzędu 140 gigapaskali, czyli około 1,4 miliona razy większych niż ciśnienie atmosferyczne na Ziemi.
Według modeli Jowisza przejście do silnie przewodzącego wodoru zachodzi mniej więcej kilka do kilkunastu tysięcy kilometrów pod górnymi warstwami atmosfery. Także tutaj nie musi istnieć jedna ostra granica.
Ta ogromna warstwa przewodzącego płynu ma jeszcze jedno ważne zadanie. Jej ruch wewnątrz szybko obracającego się Jowisza działa jak gigantyczne dynamo i wytwarza potężne pole magnetyczne planety.
A gdyby statek po prostu przestał spadać?
Tu pojawia się dość dziwna konsekwencja całej tej budowy.
Skoro otaczający płyn staje się coraz gęstszy, to na pewnej głębokości może zacząć działać wystarczająco duża siła wyporu.
Wyporność nie potrzebuje przecież powierzchni oceanu. Działa także w gazach. Balon unosi się w powietrzu dokładnie z tego samego powodu, dla którego statek pływa po wodzie.
Załóżmy więc ponownie, że mamy magiczny, niezniszczalny i nieściśliwy pojazd.
Jeżeli jego średnia gęstość byłaby większa od gęstości otoczenia, opadałby. Im głębiej jednak trafiałby, tym gęstszy stawałby się otaczający go płyn.
W pewnym momencie obie gęstości mogłyby się zrównać.
Statek osiągnąłby neutralną wyporność.
Nie wylądowałby.
Po prostu przestałby tonąć.
Dla hipotetycznego obiektu o średniej gęstości zbliżonej do wody proste modele sugerują głębokość rzędu kilkunastu tysięcy kilometrów. Byłby już wtedy zanurzony w obszarze metalicznego wodoru, przy temperaturze kilku tysięcy kelwinów i ciśnieniu liczonym w milionach barów.
Oczywiście żaden rzeczywisty statek by tego nie przeżył. Sam pomysł dobrze jednak pokazuje, jak dziwna jest planeta bez powierzchni. Można sobie wyobrazić obiekt „pływający” głęboko wewnątrz Jowisza, mimo że nigdy nie przekroczył żadnej tafli.
Skoro nie ma powierzchni, to skąd znamy promień Jowisza?
Tu naukowcy musieli przyjąć umowę.
Promień planety mierzy się do poziomu, na którym ciśnienie wynosi jeden bar.
Nie znajduje się tam nic szczególnego. Nie ma skorupy, powierzchni ani fizycznej granicy. To po prostu wygodny poziom odniesienia leżący blisko widocznych chmur i łatwy do powiązania z pomiarami atmosfery.
Według wartości przyjętych przez Międzynarodową Unię Astronomiczną Jowisz ma około 71 492 km promienia na równiku i około 66 854 km przy biegunach.
Różnica jest ogromna – ponad 4600 kilometrów.
Jowisz obraca się wokół własnej osi w mniej więcej 10 godzin, więc jest mocno spłaszczony.
Co ciekawe, w 2026 roku opublikowano nowe pomiary wykorzystujące zakrycia radiowe obserwowane przez sondę Juno. Dają one wartości różniące się od dotychczasowych o zaledwie kilka lub kilkanaście kilometrów.
Przy planecie szerokiej na około 140 tysięcy kilometrów można uznać, że poprzednie pomiary radziły sobie całkiem nieźle.
Jak głęboko sięga pogoda?
Skoro Jowisz nie ma powierzchni, pojawia się kolejne pytanie: gdzie właściwie kończy się jego pogoda?
Widoczne pasy wcale nie są cienką dekoracją na zewnętrznej warstwie planety.
Pomiary pola grawitacyjnego wykonane przez Juno wskazują, że potężne prądy strumieniowe mogą sięgać około 3000 kilometrów w głąb. Różne analizy dają zakres mniej więcej 2000-3500 kilometrów.
Dopiero poniżej tego obszaru wnętrze zaczyna obracać się znacznie bardziej jednolicie.
Wielka Czerwona Plama jest płytsza.
Pomiary mikrofalowe wskazują, że jej struktura sięga około 350 kilometrów poniżej szczytów chmur, a pomiary grawitacyjne ograniczają jej głębokość do mniej więcej 500 kilometrów.
To daje ciekawą proporcję.
Wielka Czerwona Plama jest szersza od Ziemi, ale w porównaniu ze swoją szerokością jest dość płytka. Przypomina bardziej ogromny naleśnik wirującej atmosfery niż gigantyczny lej ciągnący się przez pół Jowisza.
A na samym dole jest przynajmniej normalne jądro?
Tutaj również Jowisz nie bardzo chce współpracować z naszymi prostymi schematami.
Przez wiele lat typowy rysunek jego wnętrza przedstawiał kilka wyraźnych warstw: atmosferę, ciekły wodór, metaliczny wodór i na środku zwarte skalisto-lodowe jądro.
Dane z Juno sugerują bardziej skomplikowany obraz.
Najlepiej pasują do nich modele, w których ciężkie pierwiastki nie są zamknięte w jednej zwartej kuli, lecz są rozprowadzone po dużej części wnętrza i wymieszane z wodorem oraz helem.
Mówi się o „dilute core” albo „fuzzy core” – rozmytym jądrze.
W zależności od modelu obszar wzbogacony w cięższe pierwiastki może rozciągać się przez znaczną część promienia Jowisza, być może nawet ponad połowę.
Czy w samym środku istnieje jeszcze małe, zwarte jądro?
Być może.
Nie wiemy tego z wystarczającą pewnością.
Również całkowita ilość ciężkich pierwiastków wewnątrz planety zależy od przyjętego modelu i równania stanu wodoru oraz helu. Różne współczesne obliczenia dają zauważalnie różne wyniki.
Juno bardzo poprawiła naszą wiedzę o Jowiszu, ale nie zamieniła jego wnętrza w przeczytaną książkę.
Jak można badać planetę, do której nie da się wejść?
Najgłębiej bezpośrednio zajrzeliśmy wspomnianą sondą Galileo – około 150 kilometrów.
Cała reszta przypomina trochę badanie wnętrza człowieka bez operacji.
Juno bardzo dokładnie mierzy pole grawitacyjne Jowisza. Rozkład masy wewnątrz planety minimalnie wpływa na ruch sondy, a te drobne zmiany można wykryć dzięki pomiarom radiowym.
Z kolei pole magnetyczne zdradza informacje o warstwach przewodzącego wodoru i obszarze, w którym działa dynamo.
Radiometr mikrofalowy pozwala zajrzeć pod widoczne chmury, ponieważ fale o różnych długościach wydostają się z różnych głębokości.
Do tego dochodzą eksperymenty laboratoryjne, w których wodór i hel ściska się do gigantycznych ciśnień, oraz symulacje komputerowe opisujące zachowanie materii w warunkach niemożliwych do osiągnięcia w zwykłym laboratorium.
Żadna z tych metod nie pokazuje bezpośrednio przekroju Jowisza.
Dopiero ich połączenie pozwala zbudować model, który jednocześnie pasuje do masy planety, jej kształtu, pola grawitacyjnego, pola magnetycznego i tego, co zmierzyły sondy.
Dlatego im głębiej zaglądamy, tym częściej pojawiają się przedziały, prawdopodobieństwa i konkurujące ze sobą modele.
Jowisz bez podłogi
Pytanie o powierzchnię Jowisza brzmi początkowo prawie banalnie.
Skoro planeta wygląda jak kula, gdzieś powinna się zaczynać.
Tymczasem można lecieć w jej stronę, minąć widoczne chmury, zanurzać się coraz głębiej, przejść od rzadkiego gazu do gęstego płynu, później znaleźć się w metalicznym wodorze i nadal nie napotkać żadnej powierzchni.
Nawet jądro może nie mieć wyraźnej granicy.
„Powierzchnia Jowisza” okazuje się więc przede wszystkim wygodnym pojęciem. Astronomowie umawiają się, że znajduje się tam, gdzie ciśnienie wynosi jeden bar, bo jakąś linię na mapie trzeba przecież narysować.
Sam Jowisz nic sobie z tej linii nie robi.
Źródła i dalsza lektura
- NASA NSSDC, Jupiter Fact Sheet – podstawowe dane o Jowiszu, promienie, temperatura, skład atmosfery.
- Seiff A. i in. (1998), Thermal structure of Jupiter’s atmosphere near the edge of a 5-μm hot spot in the north equatorial belt, Journal of Geophysical Research – dane z sondy Galileo.
- Kaspi Y. i in. (2018), Jupiter’s atmospheric jet streams extend thousands of kilometres deep, Nature – głębokość prądów atmosferycznych.
- Parisi M. i in. oraz Bolton S. J. i in. (2021), Science – pomiary głębokości Wielkiej Czerwonej Plamy i innych wirów.
- Weir S. T., Mitchell A. C., Nellis W. J. (1996), Metallization of fluid molecular hydrogen at 140 GPa, Physical Review Letters – eksperymentalne badania metalicznego wodoru.
- Militzer B. i in. (2022), Juno spacecraft measurements of Jupiter’s gravity imply a dilute core, The Planetary Science Journal – modele rozmytego jądra.
- Helled R. i in. (2022), Revelations on Jupiter’s formation, evolution and interior: Challenges from Juno results, Icarus – przegląd współczesnej wiedzy i nierozwiązanych problemów dotyczących wnętrza Jowisza.
