Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 34 (vyšlo 23. srpna, ročník 2 (2004)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Cassini – představení začíná

Jakub Rozehnal

Dne 30. června 2004 zahájila sonda Cassini brzdící manévr, který ji navedl na oběžnou dráhu okolo planety Saturn. Byla tím završena její bezmála sedmiletá pouť, která započala 15. října 1997 startem z nosiče typu Titan IV-B/Centaur.

Jaké objevy můžeme od této sondy očekávat? Na veřejnosti se občas objevuje názor, že „vše podstatné“ o Saturnu a velkých planetách již bylo objeveno. Saturnovým prstencem počínaje a podivuhodným světem Jupiterových měsíců konče. Ale byly to právě fascinující záběry kosmických sond Pioneer a Voyager, které nás donutily zkonstruovat jedny z nejdůmyslnějších přístrojů, které se kdy vydaly do hlubin meziplanetárního prostoru. Kosmická sonda Galileo, která je svou konstrukcí sondě Cassini nejvíce podobná, se zapsala do historie jako vykonavatelka jedné z nejúspěšnějších planetárních misí. A přitom mezi její hlavní úkoly patřil z velké části pouze podrobnější průzkum fenoménů, které objevily její slavní předchůdci. V případě planetárního výzkumu se již zkrátka téměř stalo pravidlem, že mnohé objevy vyvolávají nové a nové otázky a nezbývá nám než doufat, že sonda Cassini nám pomůže na mnohé z nich odpovědět. Množství objevů, které tato sonda učinila na samém počátku své mise, nám dává tušit, že nás její mise nezklame.

Saturn – druhá největší planeta sluneční soustavy. Je charakteristická dobře viditelným prstencem. Saturn je od Slunce desetkrát dále než Země, a proto je jeho teplota velmi nízká (−150 °C). Průměrná hustota planety 0,7 g·cm−3 je nejnižší z celé sluneční soustavy, dokonce nižší než hustota vody. Saturn patří k obřím planetám. Oběhne Slunce za 30 let, kolem vlastní osy se otočí za pouhých 10 hodin. Rychlá rotace způsobuje vznik pásů. V atmosféře jsou pozorovány velké žluté či bílé skvrny. Atmosféra je tvořena oblaky čpavku, vodíkem a heliem. V nitru je snad malé jádro z křemičitanů obklopené kovovým vodíkem. Vítr v atmosféře dosahuje rychlosti až 1 800 km/h. Magnetické pole má dipólový charakter s osou téměř rovnoběžnou s rotační osou.

Cassini – meziplanetární sonda NASA, ESA a ASI (Italská kosmická agentura) určená k průzkumu Saturnu. Startovala z Cape Canaveral 15. října 1997, k Saturnu dorazila 30. června 2004. Celková hmotnost Cassini (včetně paliva a pouzdra Huygens) při startu byla 5 600 kg. Vyvrcholením mise bylo měkké přistání pouzdra Huygens na povrchu Saturnova měsíce Titanu dne 14. ledna 2005. Sonda byla pojmenována podle italského matematika a astronoma Giana Domenica Cassiniho (1625-1712). Podle tohoto vědce je pojmenována i část Saturnových prstenců, tzv. Cassiniho dělení. Mise byla ukončena v roce 2017.

Huygens – část sondy Cassini. Jde o pouzdro, které se od ní odpoutalo a poté dne 14. ledna 2005 měkce přistálo na povrchu Saturnova měsíce Titanu. Pouzdro bylo vyrobeno Evropskou kosmickou agenturou ESA, jeho hmotnost je 350 kg. Je pojmenováno podle objevitele Titanu, známého holandského fyzika Christiaana Huygense (1629-1695).

Nové měsíce Saturnu

Sonda Cassini objevila dva nové měsíce obíhající okolo planety. Jak se ostatně dalo předpokládat, okolo planety obíhají možná desítky těles s průměrem řádově kilometry. Animace ukazuje sérii snímků pořízenou 1. června 2004 ze vzdálenosti 16,5 milionu km od planety. Animace pokrývá časové rozpětí šesti hodin, během kterých jeden z měsíců oběhl zhruba čtvrtinu své dráhy. Průměr měsíce byl odhadnut na 3 km, obíhá ve vzdálenosti 194 000 km od planety a dočasně byl pojmenován S/2004 S1.

Animace oběhu měsíce S/2004 S1

Tři měsíce před příletem k Saturnu pozorovala sonda Cassini dvě bouře, které se nakonec spojily v jednu jedinou. Je to teprve podruhé, kdy byla podobná událost pozorována, ale zdá se, že takovéto spojování bouří je jedním z fenoménů atmosfér obřích planet. Zatímco na Zemi trvá průměrná bouře přibližně jeden týden a ke konci svého života slábne až zcela zmizí, u velkých planet trvají bouře měsíce, roky a někdy i staletí. Zřejmě zde také často přechází jedna v druhou. Přesný mechanismus jejich vzniku a vývoje doposud není znám.

Bouře na Saturnu

Tato série osmi snímků bouří pořízených mezi 22. únorem a 22. březnem 2004 byla pořízena kamerou s malým zorným polem přes filtr propouštějící světlo v blízké infračervené oblasti s maximem propustnosti na vlnové délce 619 nm.

Velkým překvapením bylo zjištění, že rotační perioda planety, určená měřením rotační modulace rádiových emisí (10h 45 min), je o 6 minut delší než perioda, kterou před více než dvaceti lety naměřila stejnou metodou sonda Voyager 2.

Vědci nezpochybňují měření provedená Voyagerem, ale zdá se být velmi málo pravděpodobné, že by se rotace Saturnu mohla takovou měrou zpomalit. Proto nyní hledají model, jež by vysvětlil změnu periody na základě proměnného vlivu změn rotace uvnitř planety na rádiové pulsy. Rádiové emise si můžete poslechnout na záznamu z University of Iowa.

První náznaky, že s rotační periodou není něco v pořádku, se objevily v roce 1997, kdy tým z Observatoire de Paris oznámil, že jimi naměřená rotační perioda se dosti liší od té, kterou určil Voyager.

Zpoždění pulsů může do určité míry souviset s faktem, že magnetická osa planety je prakticky totožná s osou rotace. U Jupiteru je sklon magnetické osy k ose rotace výraznější, a žádné nepravidelnosti se zde nevyskytují.

Magnetické pole Saturnu je více podobné magnetickému poli Slunce než magnetickému poli Země. Nerotuje totiž všude stejnou rychlostí, ale rychlost rotace se mění v závislosti na zeměpisné šířce. Měření mohou být interpretována tak, že oblasti vzniku magnetického pole hluboko v nitru planety se za posledních dvacet let posunuly do vyšších šířek. Plán mise by měl umožnit tuto hypotézu potvrdit, neboť následující 4 roky měření by měly další změny v rádiové periodě snadno odhalit.

Dalším překvapením spojeným s magnetosférou planety byla poloha rázové vlny, která vzniká v místech střetu částic slunečního větru s magnetickým polem planety. Toto místo bylo detekováno mnohem dříve, než se předpokládalo, a to ve vzdálenosti 3 miliony kilometrů od středu planety, což je o 50 procent dále než hranice, kterou zaznamenaly sondy Pioneer a Voyager v letech 1979, 1980 a 1981.

Přístroje na palubě také zaznamenaly rádiové vlny generované při elektrických výbojích. Tyto výboje měly zcela jiný charakter než ty, které zaznamenaly před více než dvaceti lety sondy Voyager. Zatímco Voyagery zaznamenaly bouře vznikající v nižších zeměpisných šířkách blízko rovníku, které trvaly řadu měsíců, bouře detekované sondou Cassini jsou mnohem kratší a nárazovější. Může to být způsobeno tím, že v době průletu Voyageru vrhaly prstence poměrně intenzivní stín na rovníkové partie planety, které se tak ochlazovaly. Tato zastíněná zóna se nacházela v těsném sousedství nejteplejších oblastí planety, což umožnilo vznik stabilní bouřkové oblasti. Nyní na severní polokouli Saturnu probíhá léto, takže prstence zastiňují planetu s mnohem menším kontrastem.

Radiační pásy Saturnu

Sonda Cassini objevila nový radiační pás planety, který se nachází těsně nad svrchní vrstvou oblačnosti a sahá až k vnitřnímu okraji prstence D. Jeho přítomnost byla odhalena detekcí emise rychlých neutrálních atomů, které vznikají reakcemi iontů zachycených magnetickým polem s vrchní vrstvou oblačnosti.

Prstence Saturnu

Devět dnů před konečným přechodem na finální dráhu okolo planety pořídil Cassini tento barevný snímek Saturnových prstenců. Snímek dosahuje rozlišení 38 km na pixel. Nejjasnější část prstence je prstenec B. Prstence jsou na obrázku v pravých barvách. Větší barevnost prstenců než při pohledu ze Země je dána odlišným úhlem pohledu. Během průletu sondy rovinou Saturnových prstenců zaznamenaly citlivé přístroje na povrchu sondy dopad 100 000 částeček za období 5 minut. Tyto částečky byly svou velikostí srovnatelné s částečkami cigaretového kouře.

Phoebe

Snímky získané při průletu sondy Cassini okolo Saturnova měsíce Phoebe jasně potvrdily, že toto malé těleso je složeno z látek bohatých na vodní led, který je pokryt vrstvou tmavšího materiálu o tloušťce 300 až 500 metrů. Povrch měsíce je také hustě poset krátery. Snímky ukazují jasné oblasti na kráterových valech, světlé paprsky které vycházejí z menších kráterů a nepřerušené rýhy na celém povrchu tělesa.

Povaha těchto útvarů vede k závěru, že toto těleso se více podobá kometárním jádrům a tělesům Kuiperova pásu než klasickým asteroidům. Mezi povrchem měsíce Phoebe a kamennými asteroidy, které byly podrobně zkoumány, existuje celá řada významných rozdílů. Na povrchu asteroidů jako jsou Ida, Mathilda, Eros nebo měsíce Marsu se například nevyskytují jasné oblasti okolo malých kráterů.

Povrch měsíce je tvořen vodním ledem a materiály bohatými na vodu, zmrzlými oxidy uhlíku a možná i jíly a jednoduchými organickými sloučeninami. Je v mnoha ohledech podobný Plutu nebo Neptunově měsíci Tritonu. Pokud budou tyto závěry potvrzeny, je měsíček Phoebe představitelem ledových planetezimál, starých těles, která se ve sluneční soustavě zformovala před více než čtyřmi miliardami let. Některé byly gravitací planet zachyceny, jiné byly naopak vymrštěny do vzdálenějších oblastí, kde vytvořily Kuiperův pás. Pozorování sondy Cassini tak přináší jedny z prvních přímých informací o starých planetezimálách.

Měření provedená pomocí infračerveného spektrometru byla také použita k sestavení teplotní mapy povrchu měsíce. Povrch je velmi studený, průměrná teplota dosahuje −163 °C.

Japetus

Dalším cílem průzkumu sondy je měsíc Japetus, který je dobře znám dramatickou odlišností ve stavbě svého povrchu. Zatímco jedna jeho strana je tvořena extrémně tmavým materiálem, druhá polokoule je naopak velmi světlá. Zatímco světlejší část povrchu odráží přibližně 50 procent dopadajícího světla, tmavší část jej odrazí jen 3 až 4 procenta. Japetus byl objeven italsko-francouzským astronomem J. D. Cassinim roku 1672. Již Cassini správně ze svých pozorování odvodil, že jedna strana měsíce je oproti druhé extrémně tmavá.

Doposud ovšem není známa příčina ani fakt, zda existuje spojitost mezi tmavým materiálem na povrchu a stavbou nitra měsíce. Jedním z možných vysvětlení jsou nánosy prachu vyvrženého při dopadech meteorických těles na povrch Saturnova měsíčku Phoebe.

Japetus

Měsíc má průměr 1 436 kilometrů. Na snímku z 3. července 2004 byl zachycen ze vzdálenosti 3 milionů km. Během následující mise se sonda přiblíží k povrchu měsíce až na vzdálenost 1 000 kilometrů.

Titan

Sonda Cassini odhalila detaily na povrchu měsíce Titan a snímkovala hustou neprostupnou atmosféru, která měsíc obklopuje.

Atmosféra Titanu

Na tomto snímku vvynikají e falešných barvách dvě vrstvy Titanovy atmosféry. Vnější vrstva je oddělená a jeví se jako kdyby plula ve vysokých vrstvách atmosféry. Díky malé tloušťce je nejlépe viditelná na okraji měsíce. Snímek byl pořízen v ultrafialové oblasti přes filtr s maximem propustnosti na 338 nm. Podobné snímky odhalují klíčová vodítka ke studiu vzniku a vývoje Titanovy atmosféry. Neprostupná mlha v ní vzniká právě ve vysokých vrstvách, ve výškách okolo 400 km, kde ultrafialové záření štěpí molekuly dusíku a metanu. Při fotochemických reakcích z nich pak vznikají i složitější organické sloučeniny, které vytvářejí drobné částečky tvořící mlhu. Snímek, který byl pořízen 3. července 2004 ze vzdálenosti 789 000 kilometrů dosahuje rozlišení 4,7 km na pixel.

Atmosféra je na většině vlnových délek pro světlo neprůhledná, ale pomocí polarizačních filtrů se v infračervené oblasti podařilo detekovat několik povrchových struktur včetně pravděpodobného kráteru.

Povrch Titanu

Pomocí spektrometru se podařilo odhalit exotický povrch tvořený velkým množstvím odlišných materiálů na jižní polokouli a kruhovým útvarem na severu, který bude zřejmě kráterem. Na některých vlnových délkách se podařilo odhalit tmavé oblasti, obsahující relativně čistý vodní led (uprostřed) a světlejší oblasti s vysokým obsahem minerálů (vlevo) a uhlovodíků (vpravo). V blízkosti jižního pólu byl detekován oblak metanu, který obsahuje neobvykle velké částice v porovnáním s částicemi, které tvoří mlhový závoj měsíce. To by mohlo svědčit o dynamicky se měnící atmosféře. Povrchové útvary jsou značně rozdílné, od přímých struktur až po zakřivené tvary, což svědčí o geologické aktivitě měsíce. Přesnější interpretace útvarů na povrchu však doposud není známa a bude předmětem dalšího zkoumání.

Průzkum Titanu je jedním z hlavních cílů mise Cassini Huygens. Předpokládá se, že složení atmosféry a povrchu měsíce je velmi podobné počátečnímu složení naší Země. Sonda se dosud k měsíci přiblížila na vzdálenost 339 000 kilometrů, ale během následujícího čtyřletého období by měla vykonat celkem 45 průletů, během kterých se přiblíží až na vzdálenost 950 km nad povrch měsíce, což umožní mapování povrchu s vysokým rozlišení pomocí radarového zařízení. V lednu 2005 by na povrchu mělo přistát pouzdro sondy Huygens, která je doposud pevně spojena s mateřskou sondou Cassini.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage