Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 31 (vyšlo 27. října, ročník 4 (2006)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Poslední opravdové planety I

Jakub Rozehnal

V březnu 2006 uplynulo 225 let od objevu Uranu, planeta Neptun oslavila své 160. narozeniny v září 2006. Okrajové partie sluneční soustavy však stály po dlouhou dobu bohužel i na okraji zájmu nejen vědecké veřejnosti. Informace z nejbližšího okolí posledních dvou planet sluneční soustavy tak pocházely od jediné sondy, legendárního Voyageru 2Voyager – dvojice sond NASA, která startovala v roce 1977 pomocí nosných raket Titan/Centaur. V roce 1979 proletěly obě sondy kolem Jupiteru, v roce 1980 (Voyager 1) a 1981 (Voyager 2) kolem Saturnu. Voyager 2 pokračoval dále k Uranu (1986) a Neptunu (1989). Obě sondy se zásadním způsobem zasloužily o poznání sluneční soustavy a dnes jsou nejvzdálenějšími objekty, které lidstvo vyslalo do vesmíru., a jak je již zvykem, průlet jediné sondy obvykle nastolí mnohem více otázek, než na kolik jich stačí odpovědět. Shrňme si proto v tomto třídílném seriálu základní fakta o nejvzdálenějších planetách a pokusme se naznačit směry, kterými bychom měli pátrat po klíči k odhalení jejich dosud pečlivě střeženého tajemství.

Uran – jedna ze čtyř obřích planet, sedmá planeta sluneční soustavy má charakteristický modrozelený nádech. Průměrná hvězdná velikost 5,5m je na hranici viditelnosti lidským okem. Planeta má soustavu prstenců a kolem krouží rozsáhlý systém měsíců podobně jako u ostatních obřích planet. Kromě vodíku a helia obsahuje atmosféra také metan, způsobující namodralé zbarvení. Ve středu Uranu je jádro z hornin a železa. Rotační osa Uranu je vzhledem k rovině oběhu stočená na bok (98°), patrně díky střetu s jinou velkou planetou při vzniku sluneční soustavy. Rotace je diferenciální s periodou 16÷17 hodin. Rychlost větrů v atmosféře dosahuje až 600 km/h. Magnetická osa svírá s osou rotace úhel 59° a  je značně excentrická (prochází 8 000 km od středu planety). Magnetosféra je výrazná, intenzita pole je srovnatelná s intenzitou pole Země, ohon je zkroucen do tvaru vývrtky díky vlastní rotaci planety.

Neptun – poslední z obřích planet. Podobně jako ostatní obří planety má prstence, rozsáhlou soustavu měsíců a pásovitou strukturu atmosféry s obřími víry – skvrnami. Neptun je téměř stejně velký jako Uran. Průměrná hvězdná velikost je 7,8m, a proto nemůže být pozorován okem. Atmosféra má pásovitou strukturu, rotace je diferenciální s průměrnou periodou 19 hodin. Vlastní rotační perioda planety je 16 hodin, atmosféra tedy vzhledem k povrchu rotuje retrográdně. V atmosféře se nachází obří anticyklóny, například Malá a Velká temná skvrna. Atmosféra má zelenomodrou barvu, v horních vrstvách převládá vodík a helium. Modrozelené zabarvení je způsobeno stopami metanu. Rychlosti větru naměřené sondou Voyager 2 přesahují 2 000 km/h. Magnetické pole má dipólový charakter, osa je skloněna 47° vzhledem k rotační ose a posunutá od středu o 0,55 poloměru.

Uran – náhodná známost

Uran byl objeven Williamem Herschelem v noci 13. března roku 1781, přítomnost planety však zaznamenal již téměř o sto let dříve John Flamsteed, když jej roku 1690 zanesl do svého katalogu jako jednu z hvězd souhvězdí Býka s pořadovým číslem 34. Sám Herschel, který planetu objevil svým třinácticentimetrovým zrcadlovým dalekohledem, pojmenoval nový objekt „Jiřího hvězdou“, po svém mecenáši a chlebodárci, britském králi Jiřím III. Toto pojmenování se však neuchytilo. Krátkou dobu přežívala na kontinentě nově objevené planeta pod prostým názvem Herschel, na počátku 18. století byla však již většině známa jako Uran.

Již v malém dalekohledu snadno rozeznáme kotouček planety, který v zorném poli větších přístrojů dostane dobře viditelný modrozelený nádech, způsobený stopovým množstvím metanu v atmosféře planety. U planety bylo doposud objeveno 27 měsíců. Největší z nich – Titania, Ariel, Umbriel a Oberon jsou klasickými zástupci prototypu ledových měsíců. Velmi zajímavý je ovšem menší měsíc Miranda, na jehož povrchu najdeme obrovské množství zdánlivě nesourodých geologických útvarů, vytvářejících dojem, že měsíc byl „poslepován“ z několika různých částí.

Nesporně unikátní je rotace Uranu a poloha jeho magnetické osy. Sklon rotační osy je dokonce větší než 90°, pokud nechceme jeho rotaci chápat jako retrográdní. Důvod této anomálie je nejasný, nejčastěji je diskutována možnost srážky Uranu s nějakým velkým tělesem v období utváření sluneční soustavy.

Uran

Snímky obou polokoulí Uranu, pořízené adaptivní optikou Keckova dalekohledu, které vznikly složením monochromatických obrazů v blízké IR oblasti (1,26÷2,1 μm), získaných 11. a 12. 7. 2004. Osové extrémy

Osové extrémy Uranu a Neptunu mohou mít původ ve stavbě nitra planet a v událostech, jež vznik planet provázely. Z gravitačních odchylek poloh Voyageru se podařilo odvodit model tzv. částečné diferenciace nitra Uranu, kterému nejlépe odpovídá scénář asimilace planetezimál na jádro planety obalené plynem. To dobře souhlasí s moderními teoriemi vzniku ledových planet, viz dále.

Díky extrémnímu sklonu rotační osy se Uran během svého oběhu střídavě přiklání ke SlunciSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium. oběma póly a rovníkem a póly pak paradoxně dostávají od Slunce větší množství energie než rovníkové oblasti. Přesto jsou rovníkové oblasti ve skutečnosti teplejší než póly. Původ mechanismu, který redistribuci energie zajišťuje, dosud není znám. Každopádně lze říci, že způsob rotace planety má zásadní vliv na proudění atmosféry. Snímky planety, pořízené při průletu sondy Voyager 2Voyager – dvojice sond NASA, která startovala v roce 1977 pomocí nosných raket Titan/Centaur. V roce 1979 proletěly obě sondy kolem Jupiteru, v roce 1980 (Voyager 1) a 1981 (Voyager 2) kolem Saturnu. Voyager 2 pokračoval dále k Uranu (1986) a Neptunu (1989). Obě sondy se zásadním způsobem zasloužily o poznání sluneční soustavy a dnes jsou nejvzdálenějšími objekty, které lidstvo vyslalo do vesmíru. roku 1986, kdy byla planeta ke Slunci natočená jedním z pólů, neukazují žádné výraznější atmosférické útvary, kdežto snímky pořízené pomocí HSTHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009. či dalekohledů Keck v období, kdy je planeta ke Slunci natočena rovníkem, naznačují přítomnost klasické pásové struktury.

Mezi další, prozatím ne zcela odhalená tajemství planety, patří její nitro. Bohužel data, pořízená Voyagerem během jeho průletu nejsou pro výpočet modelu nitra planety zcela dostačující. I tak je ale zřejmé, že nitro planety nejeví známky úplné diferenciace, jak bychom mohli předpokládat v analogii k JupiteruJupiter – největší a nejhmotnější (1,9×1027 kg) 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. nebo SaturnuSaturn – 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.. Dřívější modely předpokládaly v hloubkách kolem 7 500 km plášť z vodního, amoniakového a metanového ledu o tloušťce přibližně 10 000 km, který obklopuje křemičitanové jádro o velikosti zhruba srovnatelné se Zemí. Teplota v nitru dosahuje asi 7 000 K, takže jádro je tekuté a mělo by efektem samobuzeného dynama vytvářet silné magnetické pole. Skutečný mechanismus vzniku magnetického pole planety je však nejasný, zejména proto, že magnetická osa je vůči ose rotace nakloněna o úhel 60° a navíc je posunuta o 1/3 poloměru od centra planety. Z tohoto důvodu se soudí, že hlavním zdrojem magnetického pole jsou procesy probíhající v relativně malých hloubkách pod povrchem, přičemž primordiální zdroj magnetického pole zřejmě neleží ve středu planety. To opět odpovídá tomu, že nitro planety nemůže být zcela diferencováno.

Roku 1977 byly nepřímo objeveny nejjasnější prstence Uranu. Stalo se tak při pozorování zákrytu hvězdy kotoučkem planety, kdy jasnost hvězdy několikrát měřitelně poklesla ještě před samotným zákrytem. Stejný jev nastal i po východu hvězdy zpoza kotoučku Uranu. Další prstence zachytila již i opticky sonda Voyager 2, a poslední přírůstky do rodiny prstenců zaznamenal HSTHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009. – nejdříve roku 2003 a posléze i letos na jaře. Právě naposledy objevené prstence jsou zajímavé tím, že mají oproti ostatním dvojnásobný rozsah a navíc jsou složeny z prachových zrn stejné velikosti, což způsobuje rovnoměrný rozptyl slunečního světla a prstence jsou proto „barevné“.

Srovnání prstenců

Srovnání prstenců Saturnu (nalevo) a Uranu (napravo). Měřítka byla upravena tak, aby velikosti planet byly stejné. Polohy jednotlivých prstenců jsou překvapivě podobné. Původ vnějšího prstence Saturnu byl dlouho spojován s předpokládanými ledovými gejzíry na měsíci Enceladus (průměr 500 km), které byly potvrzeny sondou CassiniCassini – 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. roku 2005. Také vnější prstenec Uranu vykazuje vazbu na měsíc Mab. Ten však se svým průměrem 20 km nemůže být geologicky aktivní a původ materiálu prstence je proto třeba hledat jinde.

A k čemu všemu může být užitečný Uran? Na tuto na první pohled absurdní otázku lze dát také na první pohled absurdní odpověď: ke studiu temné hmoty. Tato pro mnohé překvapivá souvislost má kořeny v extrémně malé produkci tepla v nitru planety ve srovnání s ostatními plynnými obry. Zejména skutečnost, že Uran produkuje až desetkrát méně tepla než Neptun, je do očí bijící.

Jedním z možných kandidátů na částice temné hmoty jsou takzvané SIMP (Strongly Interacting Massive Particles). Existence těchto částic byla jedním z možných vyřešení problému ultravysokoenergetického kosmického záření. Právě anihilace těchto částic by podle teorie mohla být zdrojem znatelné části produkce tepla v obřích planetách. Výpočty však ukazují, že pokud by skutečně k anihilaci docházelo, musela by být produkce tepla u planety Uran až o řád vyšší. Fakt, že tomu tak není, existenci těchto částic nepřímo vylučuje, a to alespoň v rozsahu hmotností od 150 MeVElektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10−19 J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (103 eV), megaelektronvolt MeV (106 eV), gigaelektronvolt GeV (109 eV) nebo teraelektronvolt TeV (1012 eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc2) a teplota (E=kT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K. do 1 GeVElektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10−19 J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (103 eV), megaelektronvolt MeV (106 eV), gigaelektronvolt GeV (109 eV) nebo teraelektronvolt TeV (1012 eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc2) a teplota (E=kT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K. [Mitra, 2004].

Pokračování příště

Klip týdne

Voyager - Uran (avi, 8,4 MB)

Velká cesta Voyageru, Uran. V animaci vidíte ukázku z velké cesty sond Voyager, která započala v roce 1977, kdy byla mimořádně příznivá konfigurace planet, která umožnila návštěvu všech velkých planet sluneční soustavy. Po průletu kolem Jupiteru a Saturnu se cesta obou sond rozdělila. Voyager 1 byl Saturnem vychýlen z roviny sluneční soustavy, ve které obíhají planety, a zamířil k okraji sluneční soustavy. Voyager 2 ještě navštívil planety Uran a Neptun. K Uranu dorazil v roce 1986. Objevil dva nové prstence této planety a 10 nových měsíců. V animaci vidíte tvar magnetického pole Uranu, odvalujícího se bokem po oběžné dráze, snad v důsledku srážky s nějakým větším tělesem v dávné minulosti. V závěru animace jsou záběry měsíce Miranda, jednoho z nejpodivuhodnějších měsíců sluneční soustavy. Ledový svět je protkán řadou koryt a kaňonů o hloubce až 20 km, které svědčí o neočekávané geologické aktivitě tohoto malého tělesa. Zdroj: NASA/Martin Marietta Corporartion.

Odkazy

Voyager NASA JPL homepage

S. Mitra, Uranus's anomalously low excess heat constrains strongly interacting dark matter, Phys. Rev. D 70 (2004) 103517 (pdf)

J. Rozehnal: Poslední opravdové planety, Ostravský astronomický víkend: Kouzlo periferie sluneční soustavy, 2006

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage