Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 33 – vyšlo 27. října, ročník 21 (2023) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

33/2023

Z břehů Titanových

Daniel Jaroš

O TitanuTitan – 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., největším SaturnověSaturn – 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. měsíci, jsme naposledy psali téměř před deseti lety (AB 34/2013). V roce 2013 byla mise 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., zkoumající plynného obra a nemalou měrou i Titan, v plné síle a fungovala až do slavnostního ukončení v atmosféře Saturnu o čtyři roky později. V dnešním bulletinu shrneme, jak se v poslední dekádě prohloubily naše znalosti o této fascinující oběžnici i co se nadále může skrývat v husté dusíkaté mlze před námi.

Většina našich detailních pozorování povrchu se dělá v rádiovém spektru pomocí systému SAR (Syntethic Aperture Radar). Snímkování ve viditelném spektru je nemožné díky extrémnímu rozptylu paprsků způsobenému množstvím aerosolu v atmosféře (podobný jev komplikuje pozorování povrchu VenušeVenuše – nejbližší planeta vzhledem k Zemi. Hustá atmosféra zabraňuje přímému pozorování povrchu. Díky skleníkovému efektu je na povrchu vysoká teplota, nejvyšší dosud naměřená hodnota činí 480 °C. Venuše obíhá kolem Slunce takřka po kruhové dráze ve vzdálenosti 108 milionů kilometrů s periodou 225 dní. Otočení kolem vlastní osy (proti oběhu, tzv. retrográdní rotace) trvá 243 pozemských dnů. To znamená, že na Venuši Slunce vychází a zapadá jen dvakrát za jeden oblet Slunce. Oblaka Venuše dobře odrážejí sluneční svit a proto je tato planeta po Slunci a Měsíci nejjasnějším tělesem na obloze. Na večerní obloze jí můžeme spatřit jako Večernici a na ranní obloze jako Jitřenku.), globální mapování povrchu však bylo s úspěchem prováděno také v infračerveném spektruInfračervené záření – elektromagnetické záření s delší vlnovou délkou, než má viditelné světlo, v rozsahu od 0,75 μm do 400 μm. Infračervené záření objevil v roce 1800 William Herschel při rozkladu slunečního světla hranolem. Zjistil, že za červenou barvou existuje další záření, které zahřeje teploměr. IR záření využíváme v infrazářičích, v infralampách, při infraterapii, v dálkových ovladačích, v termovizi, v čidlech na zloděje, v dálkových teploměrech a při dálkovém průzkumu Země. V astronomii se využívá IR záření k výzkumu meziplanetární hmoty, planetárních atmosfér, plynu a prachu v galaxiích, hnědých trpaslíků, červených veleobrů, exoplanet, protoplanetárních disků a mlhovin. IR záření prochází zemskou atmosférou jen částečně, v tzv.oknech..

Kompozitní snímek Titanu ze sondy Cassini. Zdroj: NASA.

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. 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 15. září 2017 řízeným pádem sondy do atmosféry planety.

Tekutinové rezervoáry

Přítomnost jezer (lacus) a moří (mare, pl maria; od jezer se liší větší velikostí) byla prokázána již v počátcích mise 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.. Z tmavých oblastí na radarových snímcích byla zřejmá přítomnost prohlubní v ledovém povrchu měsíce, přítomnost kapaliny v nich pak jde zjistit například z dvojího odrazu radarového signálu – částečný odraz od hladiny a adekvátně zpožděný odraz ode dna nádrže.

V samém závěru mise Cassini, při posledním přiblížení sondy k povrchu Titanu, proběhl přelet nad oblastí poblíž severního pólu měsíce, která je plná menších jezer. Během přeletu byla shromažďována radarová výškoměrná data, díky nimž máme nyní k dispozici údaje o hloubce celkem šesti jezer z této oblasti.

Přehled přeletů Cassini nad severní polární oblastí Titanu. Oblast malých jezer
byla zkoumána v přeletu T126. Zdroj: [1].

Ze získaných dat bylo možné odhadnout hloubku některých jezer. Pohybovala se od přibližně 20 m v nejmělčích oblastech do více než 150 m v případě nejhlubšího Oneida Lacus. Viditelná je souvislost mezi výškoměrem určenou hloubkou jezera a změnami intenzity odraženého radarového signálu z plošného mapování terénu – na snímcích povrchu se tedy jezera jeví s rostoucí hloubkou tmavší. Přes zřejmou přítomnost kapaliny v jezerech nebyly v průběhu měření zachyceny žádné zřetelné (pro dané rozlišení) povrchové přítokové/odtokové kanály či podobné struktury, je tak možno očekávat, že případný přesun obsahu jezer se odehrává primárně pod povrchem.

Zkoumaná jezerní oblast je oproti ostatním jezerům či mořím na severní polokouli významně vyvýšená o stovky metrů. Toto zjištění spolu s absencí říčního systému přisuzuje významnou roli v zásobování jezer kapalinou uhlovodíkovému dešti, jehož existence na Titanu je dlouhodobě předpokládána.

Výškoměrná data získaná v různých přeletech. V grafech a, b, c můžeme vidět na­mě­ře­nou hloubku velkých jezer/moří, graf d přísluší zkoumané oblasti malých jezer – její výrazné vyvýšení oproti ostatním hladinám je dobře patrné. Zdroj: [1].

Detailní radarový snímek oblasti posledního přeletu T126. Z proměnlivé jasnosti hladin můžeme odhadnout relativní hloubku jednotlivých jezer. Nejhlubší jezero Oneida Lacus je označeno písmenem A. Červenou spirálou je vyznačen pruh, v němž probíhalo měření hloubky. Zdroj:[1].

Přízračné deště

Díky pro světlo neprostupné atmosféře je přímé pozorování spadu deště komplikované, máme však k dispozici četné důkazy o jeho přítomnosti. Pozorování spočívají ve sledování náhlých změn odrazivosti povrchu, která je deštěm zvýšena, dokud nedojde k opětovnému vysušení zmáčené půdy.

V minulosti již byly zaznamenány pravděpodobné srážky v rovníkové oblasti Titanu, které se tehdy projevily znatelným ztmavením (předpokládaně vlhkého) povrchu po přechodu výrazné oblačnosti. Při pozdějších přeletech, tentokrát blíže nad severní polární oblastí, byly přímo zachyceny odrazy slunečních paprsků (alespoň té jejich infračervené části, která bez rozptýlení přežije zpáteční cestu atmosférou) od tekutinou vyhlazeného povrchu.

Porovnání snímků stejné oblasti s časovým odstupem – v prvním snímku je žlutým rámečkem vyznačen odlesk, jenž byl pravděpodobně způsoben vlhkým povrchem měsíce. To dokládá i absence stejného odlesku o přelet později. Zdroj: NASA.

Nové pohledy

Jak bylo zmíněno výše, sonda Cassini pořizovala během své mise nejen radarové, ale i četné infračervené snímky – díky tomu můžeme získat zcela jiný pohled na vlastnosti povrchu měsíce, včetně aspektů, které zůstávají radarovému mapování skryty (vlnové délky infračerveného záření a radarového signálu, stejně jako podstata snímání jsou konec konců nesrovnatelné).

Porovnání infračervených snímků různých vlnových délek a jejich barevných kom­po­zitů. Dvě vlnové délky oddělené lomítkem značí zpracování fotografie metodou po­měrů vlnových délek, která umožňuje lepší rozlišení některých povrchových struktur. Zdroj: NASA/JPL.

Mnoho jednotlivých záběrů získaných během přeletů sondy se následně kombinuje do mozaiky zachycující celý disk měsíce. Několik takových pohledů z různých úhlů nám pak může poskytnout poměrně komplexní přehled o povrchovém uspořádání celého tělesa. Sestavování takové mozaiky přináší nemalé nároky na zpracování dílčích záběrů – mohou se od sebe lišit natočením či vzdáleností sondy od povrchu při pořízení, světelnými podmínkami v inkriminovaném období či tehdejším stavem atmosféry. Díky těmto odlišnostem obsahují výsledné složeniny nutně znatelné „švy“ vniklé spojováním snímků. Při tvorbě následujícího snímku za využití dat nasbíraných za třináct let práce sondy v Saturnově systému byly zmíněné defekty potlačeny s dosud pravděpodobně nejlepším výsledkem.

Srovnání nejnovějších složených infračervených snímků Titanu se snímkem ve viditelném oboru (uprostřed; pro viditelný obor je atmosféra prakticky neprůchozí). Zdroj: NASA/JPL.

Výše zmíněné pokroky ve studiu prostředí Titanu nám mimo jiné dokazují, že i když tok dat proudící k nám z mise Cassini dávno ustal, stále jsme schopni objevovat nové skutečnosti „prostou“ důkladnou analýzou dat již jednou získaných. Ani to by nás však v žádném případě nemělo zdržet od dalšího aktivního průzkumu fascinujícího světa, kde voda je etanem a metanem a v řekách proudí i další uhlovodíky – světa tak odlišného a přesto tak připomínajícího ten náš.

Odkazy