Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 34 – vyšlo 1. listopadu, ročník 11 (2013) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

34/2013

Cassini – ohlédnutí za rokem 2013: Titan a jeho atmosféra

Jaroslava Losová, David Maňas

V dnešním bulletinu se vydáme přibližně desetkrát dále od SlunceSlunce – 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., než obíhá naše ZeměZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičiæovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru., do míst, kde sídlí plynná planeta SaturnSaturn – 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.. Slunce se u Saturnu jeví již jen jako špendlíková hlavička pozorovaná ze vzdálenosti jednoho metru. Slunce je však spíše malá hvězda. Pokud by mělo Slunce velikost podobnou VY Canis Majoris, což je největší nám známá hvězda, ocitli bychom se zde podle některých odhadů teprve v blízkosti jeho povrchu nebo dokonce pod ním (probíhá vášnivá debata o její skutečné velikosti). Ale to je jiný příběh, v dalším textu se vrátíme k Saturnu.

Pohled na Slunce z různých planet Sluneční soustavy. Zdroj: Wikipedia.

Slunce – 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. 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. Titan – největší Saturnův měsíc s průměrem 5 150 km. Byl objeven v roce 1655 Christiaanem Huygensem. Má hustou atmosféru, v níž převažuje dusík s trochou metanu. Tlak atmosféry na povrchu je 1,5 atm, teplota −180 °C. Měsíc Titan je větší než planeta Merkur. Často se spekuluje o možnosti primitivních forem života na Titanu.

Saturn již byl němým svědkem úspěšných misí Pioneer a VoyagerVoyager – 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.. Od roku 2004 pobývá u Saturnu sonda 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 15. září 2017 řízeným pádem sondy do atmosféry planety.. Její měření byla natolik úspěšná, že došlo k prodloužení mise až do roku 2017. O výsledcích mise Cassini jsme již v Aldebaran bulletinu informovali mnohokrát, viz například [1–5]. Podívejme se dnes k Saturnovu měsíci Titanu. Jde o druhý největší měsíc Sluneční soustavy. Ze všech těles ve Sluneční soustavě se jeho atmosféraAtmosféra – plynný obal vesmírného tělesa, který si těleso drží vlastní gravitací. Atmosféru mají především planety. Málo hmotné atomy z atmosféry relativně snadno unikají do meziplanetárního prostoru. svým složením nejvíce podobá té pozemské. Její hlavní složkou je stejně jako u nás molekulární dusíkDusík – Nitrogenium, plynný chemický prvek tvořící hlavní složku zemské atmosféry. Patří mezi biogenní prvky, které jsou základními stavebními kameny živé hmoty. Tento plyn popsal jako první Němec Carl Wilhelm Scheele v roce 1777. Poté co bylo zjištěno, že je kyselina dusičná odvozena od dusíku, pro něj Chaptal navrhl název nitrogéne, což znamená ledkotvorný, který se udržel v latinském označení nitrogenium., ale navíc obsahuje větší množství metanu a pouze malé množství kyslíku a vody. Domníváme se, že atmosféra na Titanu je velice podobná atmosféře, jaká byla na Zemi v dávné minulosti, ještě dříve, než primitivní organizmy začaly produkovat kyslíkKyslík – Oxygenium, plynný chemický prvek, tvoří druhou hlavní složku zemské atmosféry. Je biogenním prvkem a jeho přítomnost je nezbytná pro existenci většiny živých organizmů na naší planetě. V atmosféře tvoří plynný kyslík 21 objemových %. Kromě obvyklých dvouatomových molekul O₂ se kyslík vyskytuje i ve formě tříatomové molekuly jako ozon O₃. Produkty hoření se nazývají oxidy, dříve kysličníky. Kyslík je třetím nejhojnějším prvkem ve vesmíru. pomocí fotosyntézy.

Titan má oranžovohnědou barvu. Tento barevný vjem způsobuje nepropustná aerosolováAerosol – homogenní směs malých částic v plynu. Částice mohou být kapalné (mlha), nebo pevné (dým). Aerosoly se do atmosféry uvolňují jak přirozeně (během sopečné činnosti, požárů lesů), tak i působením člověka (spalováním fosilních paliv). Množství aerosolů v atmosféře má vliv na globální ochlazování (na aerosolech je rozptylováno sluneční světlo). „mlha“ – jakýsi smog, který je v atmosféře obsažen v hojné míře. Zahaluje celý měsíc. Na jeho povrch proto nelze ve viditelném spektru dohlédnout.

Snímek Titanu pořízený sondou Cassini na konci roku 2011. Modrá mlha je dobře
patrná zejména v oblasti jižního pólu (dole). Zdroj: NASA.

Aerosoly ve spodní vrstvě smogu na Titanu začaly být studovány z dat pouzdra HuygensHuygens – 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)., které po odpojení od sondy Cassini v roce 2005 sestoupilo atmosférou Titanu na jeho povrch. Jejich původ ale pomohla objasnit až data z měření sondy Cassini v roce 2007. Sonda detekovala polycyklické aromatické uhlovodíky (PAHPAH – polycyklické aromatické uhlovodíky jsou sloučeniny, které obsahují minimálně dvě benzenová jádra (rovinné uzavřené struktury C₆H₆). Tyto uhlovodíky vznikají zejména při nedokonalém spalování. Většina těchto látek je karcinogenní.) v horní vrstvě atmosféry a bylo prokázáno, že právě PAH hrají primární roli ve vytváření vizuálně nepropustné aerosolové vrstvy.

Molekuly PAHPAH – polycyklické aromatické uhlovodíky jsou sloučeniny, které obsahují minimálně dvě benzenová jádra (rovinné uzavřené struktury C₆H₆). Tyto uhlovodíky vznikají zejména při nedokonalém spalování. Většina těchto látek je karcinogenní. velice dobře absorbují ultrafialové záření a poté absorbovanou energii vyzařují v infračervené oblasti. Takové emise byly opravdu detekovány, ale zprvu se nevědělo, že jsou za ně v horních vrstvách atmosféry odpovědné molekuly PAH. Při zpracovávání dat nejprve vědci narazili na anomálii v čárovém spektru metanuMetan – nejjednodušší uhlovodík, CH₄. Patří mezi tzv. alkany. Při pokojové teplotě je to netoxický plyn bez barvy a zápachu, lehčí než vzduch. Hlavním zdrojem metanu je přírodní surovina, zemní plyn.. Toto spektrum má charakteristický „tvar“. Zde ale bylo něco divného. Za dne se ve spektru objevovaly anomální čáry, což ukazovalo na spojitost se zářením ze Slunce. Podle nejvýraznější spektrální čáry anomálního  signálu se zdálo, že by mohlo jít o uhlovodík s kruhovou strukturou. Podezření padlo na benzen, který má jedno jádro (kruhovou strukturu tvořenou šesti atomy uhlíku). Ten již byl v minulosti v atmosféře Titanu detekován.

Benzenové jádro. Zdroj Wikipedie.

Množství benzenu v atmosféře však nebylo dostatečné, aby tuto anomálii vysvětlilo. Vědci se tedy pustili do hledání dalších aromatických uhlovodíků, pomocí nichž by bylo možné tento signál reprodukovat v laboratoři. Nestačilo přidat jen jedno jádro (naftalen) nebo dvě jádra (antracen). Pro vysvětlení signálu se muselo přidávat více a více atomů. Nakonec bylo úporné hledání a kombinování úspěšné. Naměřená data se dají vysvětlit jako směs mnoha různorodých složitých molekul PAHPAH – polycyklické aromatické uhlovodíky jsou sloučeniny, které obsahují minimálně dvě benzenová jádra (rovinné uzavřené struktury C₆H₆). Tyto uhlovodíky vznikají zejména při nedokonalém spalování. Většina těchto látek je karcinogenní., které obsahují průměrně 34 uhlíků a 10 benzenových jader.

Analýza [6] zveřejněná na počátku února 2013 popisuje vznik aerosolů v Titanově atmosféře takto: V ionosféře dochází za pomoci UV záření ze Slunce a energetických částic ze Saturnovy magnetosféry ke štěpení molekul dusíku a metanu na ionty. Vzniklé reaktivní radikály spustí sérii chemických reakcí, při nichž se vážou organické molekuly a ionty do větších a větších uhlovodíků. Mnoho z nich bylo právě detekováno v atmosféře Titanu, a to včetně zmíněných molekul PAH. Některé uhlovodíky obsahovaly také atomy dusíku. Podařilo se vytvořit modely, které nám objasňují, jak z molekul PAH vznikají mnohem větší částice. Ty pak klesají hlouběji do atmosféry, shlukují se do větších celků a z těch se vytvářejí aerosoly, které jsou součástí „smogu“ ve spodních vrstvách atmosféry Titanu. Částice aerosoluAerosol – homogenní směs malých částic v plynu. Částice mohou být kapalné (mlha), nebo pevné (dým). Aerosoly se do atmosféry uvolňují jak přirozeně (během sopečné činnosti, požárů lesů), tak i působením člověka (spalováním fosilních paliv). Množství aerosolů v atmosféře má vliv na globální ochlazování (na aerosolech je rozptylováno sluneční světlo). do sebe narážejí, koagulují a nakonec se z nich stane „déšť“ různých uhlovodíků, který na Titanu plní jezera, kanály a tvoří uhlovodíkové duny.

Vznik polycyklických aromatických uhlovodíků na Titanu. Zdroj: NASA.

Již v roce 2008 se podařilo pomocí spektrometru VIMSVIMS – Visible and Infrared Mapping Spectrometer, unikátní spektrometr na sondě Cassini. Je tvořen dvěma přístroji, které současně pořizují spektrum zachyceného signálu – jeden ve viditelném oboru, druhý v infračerveném. potvrdit přítomnost kapaliny v největším jezeru na jižní polokouli Titanu, které bylo pojmenováno Ontario Lacus. O rok později byl zahlédnut odraz slunečních paprsků od jezera také na severní polokouli měsíce. To potvrdilo přítomnost kapaliny i zde a ukázalo se, že na severní polokouli jsou jezera četnější a větší než na jižní. Již několik let se diskutuje o přítomnosti tekutinového cyklu, podobného jako máme na Zemi – s dešti, řekami a jezery – jen namísto vody jsou zde uhlovodíky.

Není bez zajímavosti, že vědci v Titanově atmosféře pomocí hmotového spektrometru detekovali propylen. Jedná se o historicky první potvrzený výskyt takovéto látky (základní jednotky plastu) na jiném tělese Sluneční soustavy, než je Země. Již v roce 1980 byl v atmosféře detekován sondou Voyager propan a propyn (methylacetylen), ale propylen z rodiny molekul se třemi atomy uhlíku scházel. Detekce propylenu byla velice složitá, neboť v datech je mnoho příbuzných chemikálií a jejich „otisky“ mají vyšší intenzitu signálu než propylen.

Zleva doprava: propylen, propan a propyn. Zdroj: Wikipedia.

V době začátku pozorování sondy Cassini bylo na Titanu zimní období (každé roční období zde trvá přibližně 7 pozemských let). Díky prodloužení mise Cassini budeme moci sledovat různá roční období na Titanu a lépe tak porozumět složitým fyzikálním mechanizmům, které se zde odehrávají.

Klip týdne: Propylen na Titanu

Atmosféra Saturnova největšího měsíce Titanu je složena převážně z dusíku a metanu. Hlouběji k povrchu přibývá polycyklických aromatických uhlovodíků, které v nejnižších vrstvách vytvářejí aerosol téměř nepropustný pro viditelné světlo. Nejjednodušší cyklickou molekulou zde objevenou je benzen. Jsou zde ale mnohem složitější látky, které klesají tím hlouběji, čím jsou komplikovanější. Sonda Cassini zde detekovala propan, propyn a nakonec také propylen. Energii potřebnou k chemickým reakcím probíhajícím v atmosféře, jejichž výsledkem jsou složité uhlovodíky, dodává nejen sluneční ultrafialové záření, ale také urychlené nabité částice ze Saturnovy magnetosféry. Zdroj NASA (h264/mpeg4 avc, 48 MB).

Odkazy