Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 16 – vyšlo 11. dubna, ročník 6 (2008) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

16/2008

Gejzíry na Enceladu

Ivan Havlíček

Saturnův svět je již téměř čtyři roky zkoumán 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 15. září 2017 řízeným pádem sondy do atmosféry planety.. Dráha sondy se neustále mění vlivem průletů mezi velmi komplikovanou rodinou Saturnových měsíců a kolem 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. samotného. Za celou dobu mise se podařilo mnoho velmi blízkých průletů nad Saturnovými satelity, byly sledovány zákryty hvězd měsíci, soustavou prstenců i Saturnem samotným a kombinací těchto pozorování postupně vyvstává trochu jiný obraz vzdáleného světa kolem planety s prstencem, než na jaký byli astronomové zvyklí.

Čtyřletá mise Cassini v pohledu kolmo na rovinu oběhu 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. (levý obrázek) a boční zobrazení téhož na pravém obrázku. Sonda Cassini přilétla po bílé linii a jeho trajektorie byla následně měněna s využitím gravitace Saturnu a jeho měsíců.

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 15. září 2017 řízeným pádem sondy do atmosféry planety.

Měření provedená v říjnu 2007 v UV oboru aparaturou Ultraviolet Imaging Spectrograph při zákrytu hvězdy zeta Orionis nad jižním pólem Enceladu pomohla upřesnit znalosti o struktuře a složení gejzírů a stanovit jejich fyzikální a chemické vlastnosti. Spektrograf rozeznal čtyři husté plynné výtrysky s převažujícím podílem vodní páry. Hustota vodní páry je v gejzírech téměř dvojnásobná oproti mlze obestírající okolní povrch v místech, z nichž gejzíry přímo netryskají. Tato měření byla také klíčová pro nasměrování sondy k těsnému průletu nad Enceladem 12. března 2008. Dosud nebylo totiž jasné, zda je takový těsný průlet pro sondu z hlediska předpokládaného průletu neznámou atmosférou bezpečný.

Zákryt hvězdy zeta Orionis atmosférou nad jižním pólem Enceladu pozorovaný
dne 24 října 2007. Zdroj: NASA.

Jižní polární oblast s vyznačením gejzírů plynu a prachu. Prachové výtrysky jsou označeny římskými číslicemi. Modrá linka označuje průběh zákrytu hvězdy zeta Orionis. Oblasti, z nichž gejzíry tryskají, jsou velké zhruba 300×300 m a rychlost proudu tryskajících molekul vodní páry byla z pozdějších rozborů určena kolem 600 ms⁻¹. Zdroj: NASA.

Horké výtrysky z trhlin v celkové délce až 150 km byly snímkovány infračerveným spektrometrem (Composite Infrared Spectrometer) při těsném průletu nad Enceladem dne 12. 3. 2008. Nejmenší vzdálenost od povrchu měsíce byla při tomto průletu jen 50 km. Nejvyšší naměřená teplota povrchu dosahovala 180 kelvinů. Nejteplejší trhlina byla pojmenována Damascus Sulcus. Pro srovnání: okolní chladný povrch Enceladu nedosahuje v jižní polární oblasti teplot více jak 72 kelvinů. Teplo vyzařuje z podpovrchových struktur ve zřetelně patrných „tygřích pruzích“, které byly rozpoznány jako místa tryskajících gejzírů. Infračervené snímkování bylo provedeno v intervalu 12 až 16 mikronů. Termosnímek je vložen do podrobného snímku povrchu pořízeného při předchozím blízkém průletu kolem Enceladu dne 14. 7. 2005 s vyznačením enceladografických souřadnic.

Díky novému snímkování je patrné, že tři výrazné povrchové trhliny v jižní polární oblasti jsou neustále tepelně aktivní po celé své délce. Úroveň tepelného vyzařování však není v celé délce trhlin rovnoměrná. Kolísá pravděpodobně v závislosti na podpovrchové struktuře a mechanizmu, který gejzíry způsobuje. Gejzíry dosahují výšky až několik stovek metrů nad povrch a zjevně ovlivnily i infračervené měření povrchové teploty.

Překvapivě vysoká teplota gejzírů by mohla naznačovat i přítomnost tekuté vody nehluboko pod povrchem. Okamžitě se také objevily spekulace na téma mimozemského života, kterému by zde, podobně jako pod ledovým pláštěm Jupiterova měsíce Europy, nemělo nic scházet.

Jižní polární oblast Enceladu s trhlinami dlouhými až 150 km. Gejzíry jsou vyznačeny žlutými hvězdičkami. Teplotní mapa byla pořízena během doby 16 až 37 minut po těsném průletu nad Enceladem ze vzdálenosti 14 000 až 32 000 km. Zdroj: NASA.

Složení látky tryskající z povrchu Enceladu. Gejzíry obsahují zejména vodní páru, metan, oxid uhelnatý, oxid uhličitý a spektrometricky blíže neurčené organické látky. Zdroj NASA.

Gejzíry vodních par a organických látek na Enceladu, jak by mohly vypadat pozorované z povrchu měsíce. Kresba. Zdroj: NASA

Rozklad slunečního světla v řídké atmosféře Enceladu kolem jižního pólu. Podobný jev známe při pozorování slunečního haló, atmosférického jevu vznikajícího stejně jako duha, ale na krystalcích ledu ve velmi vysokých mracích. Kresba. Zdroj NASA.

Klip týdne: Těsný průlet nad Enceladem

Těsný průlet nad Enceladem. Sonda Cassini prolétla 12. 3. 2008 ve velmi malé výšce nad povrchem Saturnova měsíce Enceladus. Největší přiblížení bylo 50 km. Sonda zkoumala zejména gejzíry prýštící z jižní polární oblasti, které zde vytvářejí velmi řídkou atmosféru nerovnoměrně rozprostřenou nad povrchem měsíce. V levém okně je vidět celá geometrie průletu, ve dvou pravých oknech jsou nad sebou zobrazeny oblasti snímané palubními přístroji. Zdroj: NASA, 2008. (mpg, 14 MB)

Odkazy