Velká bílá skvrna (Great White Spot) na Saturnu: bouře, příčiny a pozorování
Velká bílá skvrna Saturnu: přehled bouří, příčin a pozorování včetně dat sondy Cassini, chemie mraků a tipů pro amatérské pozorovatele.
Velká bílá skvrna, známá také jako Velký bílý ovál na Saturnu, označuje obrovské bouře dostatečně velké na to, aby je bylo možné pozorovat i z povrchu Země dalekohledem. Tyto skvrny se jeví v optickém světle jako jasně bílé oblasti — název je inspirován Jupiterovou Velkou červenou skvrnou, i když fyzikální příčiny a charakter bouří na obou plynných obrech se liší. Typické rozměry velkých bílých skvrn dosahují až několika tisíc kilometrů, někdy se bouře rozšíří do pásů, které obepnou značnou část planety.
Jak bouře vypadají a proč jsou bílé
Velké bílé skvrny tvoří vysoké mraky bohaté na čpavkový led (amoniak), který vzniká, když teplejší plyn vystupuje z hlubších vrstev atmosféry a ochlazuje se u vrcholů mraků. Vzestupné proudy přinášejí do horních vrstev plyny a kondenzáty, které v optickém světle odrážejí více slunečního světla — proto se oblasti jeví bílé. Bouře bývají provázeny silným vertikálním mícháním, někdy i blesky a rádiovými záblesky.
Příčiny a mechanismus vzniku
Hlavní mechanismus je považován za silnou konvekci: akumulace tepla a potenciální energie v hlubších, bohatších vrstvách atmosféry vede k prudkému výstupu plynu, který vytváří vysoké, světlé mraky. Sezónní změny osvětlení Saturnu (planetární osa je nakloněná) mohou vytvořit příznivé podmínky pro uvolnění takových konvektivních událostí, proto se velké skvrny objevují nepravidelně, ale často vázaně na delší klimatické cykly planety.
Pozorování ze Země a sondy
Velké bílé skvrny jsou pozorovatelné nejen profesionálními observatořemi, ale i většími amatérskými dalekohledy z
. Zásadním zdrojem detailních informací byla sonda Cassini na oběžné dráze kolem Saturnu. Cassini snímkovala strukturu bouří v různých vlnových délkách a měřila složení a teplotu atmosféry. Díky tomu známe například změny v chemii a termodynamice spojené s bouří.U bouře, která propukla v roce 2010 a trvala do 2011, Cassini sledovala dlouhodobé efekty: v oblasti bílých mraků byl zaznamenán úbytek acetylenu a současně nárůst fosfinu (PH3). To odpovídá silnému vertikálnímu míchání — fosfin je molekula tvořená v hlubších, teplejších vrstvách a jeho zvýšení v horní atmosféře je známkou toho, že materiál byl přiveden z větší hloubky. Snížení acetylenu může být důsledkem ředění a změn fotochemie v důsledku proudění a zakrytí slunečního záření mraky. V centru bouře Cassini také zaznamenala neobvyklý pokles teploty, což souhlasí s rychlým vystoupením a ochlazováním vzduchu (adiabatické ochlazení).
Severní elektrostatická porucha a rádiové projevy
Od roku 2010 byl na Saturnu přítomen rozsáhlý pás bílých mraků, který vědci nazvali Severní elektrostatická porucha — název vychází ze zvýšeného rušení rádiového signálu a zvýšené aktivity plazmatu (např. rádiové blesky způsobené bouřkovou elektřinou). Tyto rádiové záblesky, někdy nazývané Saturn Electrostatic Discharges (SEDs), detekovaly radiové přístroje na Cassini a potvrdily přítomnost intenzivní bouřkové aktivity.
Historie a periodicita
Velké bílé skvrny byly zaznamenány již z pozdně 19. století a od té doby se opakovaně objevují v různých obdobích a na různých šířkách planety. Ve většině případů jde o události spojené se sezónními a dynamickými změnami atmosféry; obecně se udává, že tyto bouře se vyskytují přibližně jednou za oběh Saturnu kolem Slunce (tedy řádově po několika desítkách pozemských let), ale přesná periodicita se liší a závisí na komplexní interakci radiace, chemie a dynamiky atmosféry.
Důsledky, viditelné změny a role amatérů
Velké bouře mohou zásadně změnit vzhled Saturnovy atmosféry: po ústupu aktivity často zůstávají dlouhodobé pásy nebo malé temné ovály, změny v chemickém složení i teplotě. Amatérští pozorovatelé sehrávají důležitou roli v časném zachycení nástupu a vývoje těchto bouří a v koordinované práci s profesionálními observatořemi a misemi (jako Cassini).
Shrnutí: Velké bílé skvrny na Saturnu jsou gigantické konvektivní bouře tvořené především čpavkovým ledem, které mohou dosahovat tisíců kilometrů, pozorují se ze Země i sondami a jejich vznik souvisí se silným vertikálním mícháním atmosféry. Mise Cassini přinesla detailní data o chemických změnách (snížení acetylenu, nárůst fosfinu), termodynamice a elektrické aktivitě, které pomáhají vysvětlit tyto impozantní meteorologické události.
Saturnova Velká bílá skvrna.
Výskyt
Ke skvrnám dochází každých 28,5 pozemského roku. Je to v době slunovratu, kdy se severní polokoule Saturnu nejvíce přiklání ke Slunci. Následuje seznam zaznamenaných pozorování; roky se skvrnami, které jsou součástí cyklu, jsou 1876, 1903, 1933, 1960 a 1990.
- 1876 - Viděn Asaphem Hallem. Bílé skvrny použil k výpočtu periody rotace planety.
- 1903 - Viděn Edwardem Barnardem.
- 1933 - Viděl ho Will Hay, komediální herec a amatérský astronom.
- 1960 - Viděl J. H. Botham (Jihoafrická republika).
- 1990 - Viděno Stuartem Wilberem, od 24. září do listopadu.
- 1994 - Pohled ze Země a Hubbleova vesmírného dalekohledu.
- 2006 - Pozorovali Erick Bondoux a Jean-Luc Dauvergne.
- 2010 - Poprvé zaznamenal Anthony Wesley.
Proč nebyly před rokem 1876 zaznamenány žádné skvrny, je záhadou. Je to podobné jako přerušení pozorování Velké červené skvrny v 18. a na počátku 19. století. Velká bílá skvrna z roku 1876 byla velmi velká a bylo ji možné pozorovat i malými dalekohledy. Byly dřívější záznamy jednoduše špatné, nebo byla GWS z roku 1876 skutečně první v éře dalekohledů? Někteří se domnívají, že ani jeden ze scénářů není pravděpodobný.
Mark Kidger popsal tři důležité vzory velké bílé skvrny:
- Velké bílé skvrny se střídají v zeměpisné šířce. Jedny jsou k vidění v severním mírném pásmu (NTZ) nebo výše a další pouze v rovníkovém pásmu (EZ). Například v roce 1960 se Velká bílá skvrna nacházela v NTZ a v roce 1990 v EZ.
- Velké bílé skvrny NTZ se objevují v kratších intervalech než velké bílé skvrny EZ (každých 27 let oproti každým 30 letům).
- Velké bílé skvrny NTZ jsou mnohem hůře viditelné než skvrny EZ.
Kidger předpovídá, že příští velká bílá skvrna se v NTZ objeví v roce 2016 a bude pravděpodobně méně nápadná než velká bílá skvrna z roku 1990.
Vlastnosti
"Klasická" velká bílá skvrna je velkolepá událost. Velmi jasné bílé bouře osvětlují obvykle matnou atmosféru Saturnu. Všechny významné se odehrály na severní polokouli planety. Obvykle začínají jako samostatné "skvrny", ale pak se rychle zvětšují do délky, jako tomu bylo u Velkých bílých skvrn v letech 1933 a 1990. V roce 1990 se Velká bílá skvrna zvětšila a obkroužila celou planetu.
Otázky a odpovědi
Otázka: Co je to strakapoud velký?
Odpověď: Velká bílá skvrna je bouře na Saturnu, která je dostatečně velká na to, aby ji bylo možné pozorovat dalekohledem ze Země.
Otázka: Proč se jí říká Velká bílá skvrna?
Odpověď: Velká bílá skvrna se jí říká proto, že se skvrny zdají být bílé, a název vznikl podle Jupiterovy Velké červené skvrny.
Otázka: Jak široké mohou být skvrny?
Odpověď: Skvrny mohou být široké až několik tisíc kilometrů.
Otázka: Co je to severní elektrostatická porucha?
Odpověď: Severní elektrostatická porucha je rozsáhlý pás bílých mraků, který pokrývá Saturn od roku 2010 a způsobuje zvýšené rušení rádiového a plazmového signálu.
Otázka: Co sleduje sonda Cassini na oběžné dráze?
Odpověď: Sonda Cassini sleduje severní elektrostatickou poruchu.
Otázka: Co odhalily informace sondy Cassini o bílých mracích?
Odpověď: Informace sondy Cassini ukazují úbytek acetylenu v bílých mracích, nárůst fosfinu a neobvyklý pokles teploty v centru bouře.
Otázka: Z čeho se vědci domnívají, že jsou bílé skvrny tvořeny?
Odpověď: Vědci se domnívají, že bílé skvrny jsou tvořeny čpavkovým ledem, který je vytlačován teplejším plynem přes vrcholky mraků planety.
Vyhledávání