Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 34 – vyšlo 24. září, ročník 18 (2021)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Prstencotřesení

Rudolf Mentzl

Populární články konce minulého století nešetřívaly povzdechy a úvahami na téma, jak daleko vidíme do vesmíru a přitom netušíme, co se děje kilometr pod námi. Není to pravda a nebyla to pravda ani v době zlaté éry zmíněných článků. Tam, kam nemůže 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., dostanou se seizmické vlny. Dnes se již neomezujeme na seizmické mapování 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. Mohorovičićovým 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., ale získáváme představy i o nitrech jiných kosmických těles. Od šedesátých let se vyvíjí nový vědní obor – helioseizmologie, který zkoumá nitro Slunce. Na MěsíciMěsíc – přirozený satelit Země, rotuje tzv. vázanou rotací (doba oběhu a rotace je shodná). Díky tomu stále vidíme přibližně jen přivrácenou polokouli Měsíce. Měsíc je prvním cizím tělesem, na kterém stanul člověk (Neil Armstrong, 1969, Apollo 11). Voda na Měsíci byla objevena v stinných částech kráterů a pod povrchem (Lunar Prospektor, 1998). Povrch Měsíce je pokryt regolitem (drobná drť s vysokým obsahem skla). Malé pevné jádro je obklopené plastickou vrstvou (v hloubce 1 000 km pod povrchem). Velké množství kráterů má rozměry od milimetrů po stovky kilometrů. Několik z nich je pojmenováno i po českých osobnostech (například kráter Anděl). a na MarsuMars – rudá planeta se dvěma malými měsíci, Phobosem a Deimosem, je v pořadí čtvrtým tělesem sluneční soustavy. Povrch planety je pokryt načervenalým pískem a prachem. Barva je způsobena vysokým obsahem železa. Načervenalá barva celé planety jí dala jméno (Mars je bůh válek). Na povrchu se nacházejí obrovské sopky, z nichž ta největší, Olympus Mons, je 24 km vysoká a její základna je 550 km široká. Na vrcholu je kráter o průměru 72 km. Pro Mars jsou charakteristické systémy kaňonů vzniklé pohybem kůry. Snímky ze sond ukazují místa, kudy dříve tekla voda. Zdá se, že Mars byl dříve vlhčí a teplejší, než je dnes. Rozpětí teplot, které na Marsu panují (zima ne větší než v Antarktidě) by bylo snesitelné pro některé primitivní formy života žijící na Zemi. Jejich existence se však dosud nepotvrdila. máme seizmometry přímo nainstalované. Nedávno jsme zjistili, že máme seizmograf i na 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..

Saturn

Fotografie Saturnu pořízená Hubblovým dalekohledem. Zdroj: NASA, ESA,
A. Simon (GSFC), M. H. Wong (UCB), OPAL.

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.

Kovový vodík – forma vodíku, která vzniká za vysokých tlaků, kdy se elektronové orbitaly překrývají a elektrony volně putují látkou. Kovový vodík byl poprvé připraven v roce 1996 v Lawrencově národní laboratoři za tlaku 140 GPa a teploty 3 000 K. Předpokládá se, že může být součástí nitra některých obřích planet.

MHD dynamo – magnetohydrodynamické dynamo, tekutinová varianta klasického dynama. Elektrické proudy vznikají při pohybu plazmatu nebo tekutého kovu a generují magnetické pole. Dipólová složka se mění na azimutální tzv. omega efektem a azimutální na dipólovou tzv. alfa efektem. Tekutinové dynamo nemůže být stacionární, jeho základní vlastností je překlápění magnetických pólů.

Složení Saturnu

Saturn je charakteristický svou žlutou barvou. Ta je způsobena krystalky čpavku ve vrchních vrstvách atmosféry. Převažující látkou je ale vodíkVodík – Hydrogenium, je nejlehčí a nejjednodušší plynný chemický prvek, tvořící převážnou část hmoty ve vesmíru. Má široké praktické využití jako zdroj energie, redukční činidlo při chemické syntéze a v metalurgii nebo jako náplň balonů a vzducholodí. Vodík objevil roku 1766 Henry Cavendish., kterého je tu 95 %, heliaHelium – plynný chemický prvek, patřící mezi vzácné plyny a tvořící druhou nejvíce zastoupenou složku vesmírné hmoty. Bezbarvý plyn, bez chuti a zápachu, chemicky zcela inertní. Francouzský astronom Pierre Janssen objevil helium ze spektrální analýzy sluneční korony. V roce 1895 se britskému chemikovi Williamu Ramsayovi podařilo izolovat plynné helium na Zemi. Je pojmenované po starořeckém bohu Slunce, Héliovi. pouze necelá 4 %. Nízká koncentrace helia se vysvětluje jeho pomalým klesáním do nižších vrstev. Předpokládá se, že v hloubce asi 100 km kondenzuje, což ještě urychlí jeho pokles. Zároveň přichází o část své horizontální rychlosti dané rotací planetyPlaneta – nebeské těleso, které: 1) obíhá okolo Slunce. 2) má dostatečnou hmotnost, aby jeho gravitace překonala vnitřní síly pevného tělesa (dosáhne kulového tvaru odpovídajícího hydrostatické rovnováze). 3) vyčistí okolí své dráhy od drobnějších těles. Planetami jsou Merkur, Venuše, Země, Mars, Jupiter, Saturn, Uran a Neptun. V poslední době se název planeta vžil i pro exoplanety obíhající kolem jiných hvězd, než je naše Slunce.. Všechny tyto jevy přispívají k ohřevu, potažmo k celkové energetické bilanci Saturnu.

S rostoucí hloubkou roste i tlak. Někde mezi 500 a 1000 kilometry je už tlak takový, že se o vodíku ani heliu nedá mluvit jako o plynu. Další významná změna přijde v hloubce 30 000 km. Kubický centimetr vodíku zde váží 5 kg. Atomy jsou tak blízko sebe, že ztrácí pojem o vlastnictví a bez zábran si půjčují elektrony, které mezi nimi volně proplouvají. Podobně, jako v kovu. Proto se této konfiguraci říká kovový vodíkKovový vodík – forma vodíku, která vzniká za vysokých tlaků, kdy se elektronové orbitaly překrývají a elektrony volně putují látkou. Kovový vodík byl poprvé připraven v roce 1996 v Lawrencově národní laboratoři za tlaku 140 GPa a teploty 3 000 K. Předpokládá se, že může být součástí nitra některých obřích planet.. Dobře vede elektrický proud, mechanicky však připomíná spíš kapalinu. Konfigurace jako stvořená pro vznik tekutinového dynamaMHD dynamo – magnetohydrodynamické dynamo, tekutinová varianta klasického dynama. Elektrické proudy vznikají při pohybu plazmatu nebo tekutého kovu a generují magnetické pole. Dipólová složka se mění na azimutální tzv. omega efektem a azimutální na dipólovou tzv. alfa efektem. Tekutinové dynamo nemůže být stacionární, jeho základní vlastností je překlápění magnetických pólů. a následně magnetického pole.

Podle původních představ bychom ve vzdálenosti asi 25 000 km od středu planety narazili na vniřní jádro Saturnu. To mělo být tvořeno silikáty a přibližně 22× těžší, než je naše Země. Nově zjištěná fakta však tento model nepodporují.

Prstenec

Spirální struktury v prstenci C. Zdroj: Sonda Cassini, 27. 4. 2007; NASA,
JPL-Caltech, Space Science Institute.

Kosmický seizmograf

Nejcharakterističtější prvek Saturnu se nachází ve vzdálenosti několika set tisíc kilometrů od jeho povrchu. Jedná se samozřejmě o prstenec. Není jen mediálně přitažlivý, má i nemalou výpovědní hodnotu. Při jeho bližším zkoumání v něm nacházíme struktury, jejichž vysvětlení mělo nejednou nečekané rozuzlení. Objevili jsme tak pastýřskou úlohu některých jeho měsíců nebo třeba souvislost elektrického pole a podivných radiálních struktur zvaných loukotě. Poslední vědecký přínos prstence je spojený se spirálovitými obrazci v prstenci C.

Již v devadesátých letech minulého století se objevila myšlenka, že změny tvaru jádra Saturnu by se mohly gravitační vazbou projevit i v jeho prstenci. V roce 2013 tato zvlnění objevila 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.. Podobná zvlnění bývají důsledkem gravitačního rušení měsíců, ale v tomto případě se ukázalo, že tomu tak není. Hypotézu, že jsou na vině oscilace Saturnu, se podařilo prokázat až nyní. Prstenec se v tomto smyslu chová jako obří seizmograf, pouze vazbu mezi zkoumaným tělesem a zapisovacím zařízením nezprostředkovává mechanická, nýbrž gravitační vazba.

Řez Saturnem

Nové představy o stavbě Saturnu. Zdroj: R. Hurt, IPAC, Caltech.

Jádro

Podle modelu vytvořeného Christopherem Mankovichem a Jimem Fullerem z Kalifornského institutu technologiíCALTECH – California Institute of Technology, prestižní americká univerzita, která vznikla v roce 1921. Založil ji chemik Arthur A. Noyes spolu s významným fyzikem Robertem A. Millikanem. Předchůdcem byla Throopova univerzita z roku 1891. Univerzita sídlí v kalifornské Pasadeně. Univerzita zajišťuje provoz JPL (Jet Propulsion Laboratory) americké NASA, analyzuje data ze Spizerova vesmírného dalekohledu a spravuje hanfordskou část detektoru gravitačních vln LIGO. lze spirální struktury pozorované v prstenci C nejlépe vysvětlit jako důsledek chvění Saturnu. Povrch planety by se měl pohybovat rychlostí v řádu desítek centimetrů za hodinu. To by mělo stačit, aby gravitační vazba rozkývala i jemné částečky prstence.

Ukazuje se, že dříve předpokládané malé silikátové jádro nejspíš vůbec chybí. Jádro by mělo mít tzv. fuzzy konzistenci (polotekutá směs vodíku, helia, ledu, hornin a roztaveného kovu) a zabírat alespoň 60 % průměru planety. Celková hmotnost by měla odpovídat asi 55 Zemím. Na vodík a helium by mělo připadnout asi 70 hmotnostních procent.

Nová práce bude mít asi zásadní dopad na vývoj další planetologie. Nastoluje se přirozená otázka, zda podobné fuzzy jádro mají i ostatní planety. Měření sondy JUNOJUNO – americká sonda určená k průzkumu polárních oblastí planety Jupiter. Odstartovala dne 5. srpna 2011, na oběžnou dráhu Jupiteru byla navedena v roce 2016. Sonda Juno zkoumá atmosféru a hledá v ní molekuly vody. Zaměřuje se i na rozsáhlou magnetosféru Jupiteru a její vliv na planetu. naznačují, že u Jupiteru by tomu tak mohlo být. Pokud to tak opravdu je a potvrdí-li se to i u ostatních plynných obrů, bude zřejmé, že tyto planety obsahovaly těkavé složky již v době svého vzniku a budeme muset poopravit své představy o genezi Sluneční soustavy.

Video znázorňující kmitající jádro Saturnu. Zdroj: Caltech.

Odkazy

Valid HTML 5Valid CSS

Aldebaran Homepage