Tajemná planeta Devět – další, neznámý člen planetární rodiny?

Spekulace, která předpovídají další, dosud neznámou planetu Sluneční soustavy, nejsou nové. Připomeňme si „hvězdu Nemesis“, která má svou přítomností vyvolávat periodické katastrofy. Poslední dobou se ale zdá, že se planeta  Devět přeci jen vymanila z říše pohádek a bájí - a pomalu dostává reálné obrysy.

Tajemná planeta Devět by se měla nacházet ve vnějším systému daleko za oběžnou drahou nejvzdálenější známé planety – Neptunu. Měla by se nacházet dokonce daleko dále než planetka Pluto, patří k tzv. „transneptunovským objektům“. Právě transneptunovské objekty a jejich dráhy naznačují, že planeta  Devět není jen zbožným přáním astronomů. Zdá se, že skutečně existuje.
 Důležitý střípek do mozaiky vědomostí dodala také sonda Cassini, která se od roku 2004 nachází na oběžné dráze kolem Saturnu. Vědci zkontrolovali odchylky její dráhy a zjistili, že je ovlivněna tělesem, které se musí nacházet daleko ve vnější Sluneční soustavě.

Vlastnosti planety Devět

Na základě posledních poznatků zveřejnili Konstantin Batygin a Michael E. Brown, astronomové kalifornského technologického institutu Caltech, v lednu letošního roku  studii, ve které vysvětlují odchylky drah transneptunovských objektů a malých planetek. Počítačová simulace odhalila možnou dráhu neznámé planety, stejně jako její hmotnost.
Předpokládají,  že by se mělo jednat o planetu podobnou plynovým obrům Uranu a Neptunu. Měla by mít přibližně 10x větší hmotnost než naše Země a zhruba dvoj- až čtyřnásobnou velikost. Nejspíše bude mít o něco menší hmotnost než Neptun a nízkou povrchovou teplotu. Vědci ji odhadují na -226 °C v případě, že uvnitř planety dodnes existuje některý ze zdrojů energie. Mohl by jím být například radioaktivní rozpad v kamenném jádru.
Lehce zvýšená teplota by mohla pomoci při objevu této dosud neznámé planety. Maximální množství záření by totiž měla vydávat ve vzdálenější části elektromagnetického spektra, v infračervené oblasti.
Podle autorů studie existuje 90 % pravděpodobnost, že tato teorie souhlasí a podobná planeta skutečně ve vnějším systému existuje.

Teoretická oběžná dráha planety  Devět 

Obrázek: Transneptunovské objekty a dráha hypotetické planety Devět. Zdroj: von nagualdesign (own work, based on a video released by Caltech) [CC0 oder CC0], via Wikimedia Commons

Na základě výše zmíněné počítačové simulace se musí dráha planety  Devět nacházet daleko za drahou Neptunu. Jedná se nejspíš o excentrickou dráhu s velkou poloosou kolem 400 – 1500 astronomických jednotek a excentricitou kolem 0,5 – 0,8.  Nejlepší výsledky přitom přinesla simulace s velkou poloosou kolem 700 astronomických jednotek, která by odpovídala dvacetinásobné vzdálenosti Slunce – Neptun.
Při excentricitě 0,6 by se oběžná dráha nové planety mohla oproti oběžné rovině ostatních planet sklánět o 30 stupňů.  Hypotetická doba oběhu by pak byla 20 000 pozemských let.
 Tým Agnés Fienga provedl na univerzitě v Nizze počítačovou simulaci na základě nově získaných odchylek v dráze sondy Cassini. Planeta Devět by podle nich mohla být objevena v souhvězdí Velryby, tvrdí vědci.
Podobně jako je tomu u Uranu a Neptunu, by mohla planeta  Devět původně vzniknout v bližších oblastech a do velice vzdálené Sluneční soustavy se dostala až následkem migrace. K odchodu do vnější soustavy ji přiměl gravitační vliv Uranu a Neptunu už po prvních třech miliónech let od jejího vzniku.

Jméno 

Pokud by se existence planety  Devět měla potvrdit, bude ji potřeba pojmenovat. S největší pravděpodobností by mohla dostat jméno po některém řeckém nebo římském božstvu, stejně jako ostatní planety Sluneční soustavy.  

Zdroje: Konstantin Batygin, Michael E. Brown: Evidence for a Distant Giant Planet in the Solar System. In: The Astronomical Journal Band 151, Nr. 2, 2016, doi:10.3847/0004­6256/151/2/22 (Veröffentlichungsdatum: 20. Januar 2016). – Freier Volltext der “draft version” vom gleichen Datum: arxiv:1601.05438 (http://arxiv.org/abs/1601.05438) Alexandra Witze: Evidence grows for giant planet on fringes of Solar System (http://www.nature.com/news/evidence­grows­for­giant­planet­on­fringes­of­solar­system­1.19182). Auf: nature.com – News, 20. Januar 2016. Weblinks  Commons: Planet Neun (https://commons.wikimedia.org/wiki/Category:Planet_Nine?uselang=de) – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien Rachel Feltman: Q&A: The ‘Pluto Killer’ who thinks he’s found the true ninth planet. (https://www.washingtonpost.com/news/speaking­of­science/wp/2016/01/20/qa­the­pluto­killer­who­ thinks­hes­found­the­true­ninth­planet Eric Hand: Astronomers say a Neptune­sized planet lurks beyond Pluto. (http://www.sciencemag.org/news/2016/01/feature­astronomers­say­neptune­sized­planet­lurks­unseen­ solar­system) Kommentar in Science zu der Veröffentlichung[2] von Batygin und Brown. Ralf Nestler: Sonnensystem: Bist du da draußen, Planet 9? (http://www.zeit.de/wissen/2016­01/planet­9­ sonnensystem­kuiperguertel/komplettansicht

Měsíce Neptunu – tajemný Triton

Největším ze 14 Neptunových měsíců je Triton, který má průměr celých 2700 kilometrů. Připadá na něj neuvěřitelných 99,5 % hmoty Neptunových měsíců. Ostatních 13 měsíců a prstence si mezi sebou dělí zbylá 0,5 % hmoty. 

Objev Tritonu  

Nalezl ho William Lassell 17 dní poté, co Johann Gottfried Galle objevil Neptun.  John Herschell (budete si ho nejspíše pamatovat jako muže, který se zasloužil o dnešní jména měsíců velkých planet) krátce po objevu Neptunu navrhl Lassellovi, aby hledal měsíce nové planety. Lassel měl úspěch hned po několika dnech.
Je poněkud zvláštní, Lassell svůj objev nikdy nepojmenoval. Ani John Herschell se zde neangažoval. Své jméno dostal Triton až na popud Camille Fammarion v roce 1880. Měl se jmenovat po synovi boha Poseidona z řecké mythologie. Ještě v roce 1939 se ale jeho jméno plošně nepožívalo – mluvilo se jen všeobecně o „měsíci Neptunu“.

Obrázek: Triton. Zdroj: NASA, http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00317

Oběžná dráha Tritonu a jeho (zatím) vzdálený rozpad 

Stejně jako naprostá většina ostatních měsíců velkých planet, nachází se i Triton v tzv. „vázané rotaci“. Přivrací Neptunu stále stejnou část svého povrchu, podobně jako náš Měsíc Zemi.
Tím ale podobnost s ostatními velkými měsíci plynových obrů končí. Triton byl původně s největší pravděpodobností planetkou – součástí Kuiperova pásu daleko za oběžnou drahou Neptunu. Působením gravitačních sil se vychýlil ze své dráhy a vydal se blíže ke Slunci. Zkřížil pak dráhu Neptunu v takovém úhlu, který ho dovolil velké planetě zachytit ve svém silném gravitačním poli.

Dnes krouží Triton kolem Neptunu retrográdně, tedy opačným směrem, než ostatní měsíce i sama planeta. Tento pohyb „proti srsti“ Triton lehce zpomaluje. Odstředivá síla, která na něj na jeho dráze působí, tak nestačí vyrovnávat gravitaci Neptunu. Tento velký měsíc se proto nachází sice na téměř perfektní kruhové, ale spirální dráze a pomalu se Neptunu přibližuje. Během 100 miliónů překročí tzv. Rocheovu mez, takže ho slapové síly, způsobené gravitací Neptunu roztrhají na kusy. Triton pak vytvoří u Neptunu systém prstenců, který bude velice podobný těm, které pozorujeme u planety Saturnu.

Rocheova mez je teoretická hranice vzdálenosti, pod níž je jedno těleso, držené pohromadě pouze vlastní gravitací, roztrženo vlivem slapových sil druhého tělesa. Udává se zvlášť pro tuhá tělesa (předpokládá se zachování tvaru) a zvlášť pro tělesa kapalná (kde se bere v úvahu deformace slapovými silami).

Vlastnosti Tritonu

Triton oběhne Neptun za 5 dní, 21 hodin, 2 minuty a 40,2 vteřin. Jeho rotační osa je kolmá na rovinu jeho oběhu.

Triton je téměř tak velký jako náš Měsíc, jak je vidět na následujícím obrázku.

Obrázek: Triton ve srovnání se Zemí a Měsícem. Zdroj: public domain, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Triton_Earth_Moon_Comparison.png?uselang=de

Jeho hustota 2,05 g/cm3 je vyšší, než u srovnatelných kolegů – měsíců Uranu. Albedo Tritonu dosahuje hodnoty 0,76. Triton tedy odráží 76 % světla, které na něj dopadá ze vzdáleného Slunce. Napovídá to, že je jeho povrch většinou pokrytý ledem. 55 % tvoří zmrzlý dusík, 15–35 % vodní led a 10–20 % oxid uhličitý. Přítomno je navíc 0,1 % metanu a 0,05 % oxidu uhelnatého.
Povrchová teplota -235°C dělá z Tritonu nejchladnější těleso Sluneční soustavy.
Atmosféru Tritonu tvoří 99% dusíku a 1 % metanu. Je ale jen velice řídká. V průměru na něm byl naměřen jen tlak 1,4 – 1,9 Pa.

Sonda Voyager 2, která prolétala v roce 1989 kolem Neptunu, vyfotografovala povrch zajímavého velkého měsíce a zaslala obrázky na Zem. Ukázalo se, že Triton má jen málo zřetelných kráterů. To naznačuje, že je Triton geologicky aktivní. Probíhá na něm, stejně jako na mnohých jiných měsících velkých planet, kryovulkanismus.

Kryovulkanismus je druh sopečné činnosti, při němž dochází k výronům chladné hmoty. Na rozdíl od vulkanismu při kryovulkanizmu sopky chrlí hmotu při velice nízkých teplotách, ale i přes to je tento druh geologického procesu v mnohém podobný pozemskému vulkanismu.[1] Na Titanu se předpokládají sopky chrlící metan, na Tritonu to jsou chrliče tekutého dusíku, na Europě a Enceladu pravděpodobně směsice vody a ledu.

Na Tritonu byly nalezeny kromě toho také aktivní gejzíry, které chrlí zmrzlou směs dusíku a prachu až do výšky 8 km. Na fotografiích Voyageru 2 jsou tyto gejzíry vidět jako dýmající body.

Obrázek: Dýmající gejzíry na povrchu Tritonu. Zdroj: von NASA [Public domain], http://voyager.jpl.nasa.gov/gallery/images/neptune/14bg.jpg

Dusík se pak usazuje na povrchu měsíce. Při nahřívání Sluncem stačí teplota na to, aby se dusík začal vypařovat, v něm přítomný metan rozkládat a tvořit pak v usazeninách tmavší skvrny.

Roční období na Tritonu

Když sečteme sklon Tritonovy osy ohledně Neptunu a sklon Neptunovy osy ohledně oběžné dráhy kolem Slunce, dojdeme ke společnému sklonu 188°.

Obrázek: Sklon Tritonovy osy a retrográdní rotace kolem Neptunu. Červenou šipkou je naznačena dráha Tritonu, zelenou šipkou dráha Neptunu. Zdroj: ZYjacklin's modification of NASA / Jet Propulsion Lab / U.S. Geological Survey 's workhttp://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00317 and http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00046

Znamená to, že Triton leží podobně jako Uran a otáčí ke Slunci střídavě oba své póly. I na Tritonu tedy panují výrazná roční období, která trvají kolem 40 let. Právě kvůli tomu se na Tritonu podařilo naměřit nejnižší teplotu ve Sluneční soustavě (na pólu, který byl v době měření už několik desetiletí odvrácen od Slunce).

Obrázek: „Mrak“ v atmosféře Tritonu. Zdroj: NASA, Voyager 2, http://photojournal.jpl.nasa.gov/jpegMod/PIA02203_modest.jpg

Zatímco se na odvráceném pólu sráží a kondenzuje část jeho atmosféry, na Slunci přivráceném pólu právě taje . To nejspíš vede ke zřetelným změnám povrchu v průběhu Tritonových „ročních období“.

Vnitřní složení a oceán

I když máme o Tritonu relativně málo informací, zdá se, že je tzv. „diferencovaným tělesem“. V jeho nitru proběhlo rozdělení původní hmoty na kamenné, silikátové jádro a kolem něj se nacházející vodní plášť. Radioaktivní rozpad v centru jádra by mohl postačit na to, aby byla část pláště
nahřátá na teplotu kolem -90 °C. Díky příměsím amoniaku a jiných prvků by voda mohla být v tekutém stavu a tvořit tak pod povrchem Tritonu oceán.

Nereid 

Zatímco byl Triton objeven ve stejné době jako Neptun, musel si měsíc Nereid na svůj objev počkat sto let. Nereid je měsícem s jednou z nejexcentričtějších oběžných drah ve Slunečním systému.

Obrázek: Nereid a Neptun. Zdroj: von The Singing Badger (en.wikipedia) [Public domain], via Wikimedia Commons

Zbylých dvanáct měsíců jsou malá tělesa, která byla objevena během nebo po průletu sondy Voyager 2.
Čtyři z nich, Naiad, Thalassa, Despina a Galatea obíhají uvnitř Neptunova systému prstenců velice blízko planety.
Měsíc Larissa byl astronomy zaregistrován už v roce 1981 při jednom ze zákrytů vzdálených hvězd Neptunem, původně byl ale považován za součást systému prstenců. Až sonda Voyager 2 odhalila, že se ve skutečnosti jedná o samostatný měsíc.

Obrázek: Neptun a jeho měsíce. Zdroj: NASA, public domain, http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2013/30/image/a/

Obrázek: Neptun a jeho měsíce. Zdroj: NASA, ESA, and A. Feild (STScI), public domain, http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2013/30/image/e/

Neregulární měsíce

V letech 2002 – 2004 bylo objeveno několik neregulárních měsíců. Dva z nich (Psamathe a Neso) drží dokonce jeden rekord – mají nejdelší oběžnou dráhu ze všech měsíců Sluneční soustavy. Na jeden oběh potřebují 25 pozemských let. Jejich střední vzdálenost od Neptunu je 125-násobek vzdálenosti Měsíce od Slunce.

Neregulární měsíce se vyznačují excentrickými dráhami, velkou vzdáleností k mateřské planetě a často obíhají retrográdně, tedy proti rotaci planety.

Zatím poslední z Neptunových měsíců objevil vesmírný teleskop Hubble v roce 2013. Dostal prozatímní jméno S/2004 N1.

Vzhledem k velké vzdálenosti se nám nedaří Neptunovy měsíce ze Země dobře pozorovat, zato počítačové simulace odhalují nejedno tajemství vzdáleného systému.
V roce 2002 objevený měsíc Halimede, vykazuje například velkou pravděpodobnost, že se v minulosti srazil s měsícem Nereid. Protože mají obě tělesa stejnou barvu, vycházejí vědci z toho, že se u Halimedu a Nereidu jedná o dva fragmenty dříve roztříštěného většího tělesa.
Vzhledem k podobným drahám mohou být také měsíce Neso a Psamathe částmi většího, kdysi rozpadlého tělesa.

Trojané 

Zvláštním druhem „měsíců“ jsou tzv. „Trojané“. Jedná se o objekty, které se nacházejí v Lagrangeových bodech L4 a L5. Tyto body se tvoří v soustavě dvou velice hmotných těles (Slunce – Neptun) na oběžné dráze planety. Předcházejí a zpožďují se za obíhající planetou o 60 úhlových stupňů.
Dnes známe hned několik Neptunových Trojanů - 2001 QR322,(385571) Otrera, 2005 TN53, (385695) 2005 TO74, 2006 RJ103, (309239) 2007 RW10, 2008 LC18 a 2007 VL305.

Neptunovy prstence

Jemné prstence vzdálené planety Neptun mají modrou a načervenalou barvu. Kromě toho jsou, podobně jako prstence Uranu velmi tmavé a obsahují větší množství zachyceného prachu. O ten se postaraly nárazy malých meteoritů, když z Neptunových měsíců vyrazily do okolí povrchový materiál.
Vědci byli dlouho přesvědčení o tom, že Neptunovy prstence nejsou dokonalými kružnicemi. Měly se skládat jen z jednotlivých fragmentů. Později se mělo ukázat, je je to pravda jen zčásti.
Neptunovy prstence jsou pojmenovány po astronomech, kteří se zasloužili o jeho průzkum: Galle, LeVerrier, Lassell, Arago a Adams. Uvnitř Adamsova prstence se nacházejí další struktury, které jsou pojmenovány Liberté, Égalité, Fraternité a Courage.
Uvnitř systému prstenců obíhají čtyři Neptunovy měsíce: Naiad, Thalassa, Despina a Galatea.

Objev prstenců

Čas od času zakrývají vzdálené planety naší soustavy hvězdy, které se nacházejí daleko za nimi, v hlubinách naší galaxie. Během tohoto úkazu se dají prstence planet pozorovat ze všeho nejlépe. Tato metoda se osvědčila už i v případě Uranu a jeho velmi tmavých, prachem ušpiněných prstenců. Také Neptun byl samozřejmě v centru pozornosti astronomů, kteří u něj očekávali podobnou prstencovou soustavu, jako u Uranu.
Přesto, že před průletem sondy Voyager 2 v těsné Neptunově blízkosti, proběhlo kolem 50 pozorovaných zatmění vzdálených hvězd, náznak existence prstenců kolem Neptunu zaregistrovali vědci jen pětkrát. Navíc se zdálo, že prstence nebudou jednolité – světlo hvězdy při zatmění spíše poblikávalo.
Skutečně celistvé znalosti o existenci a uspořádání Neptunových prstenců přinesla přes veškerou snahu astronomů až sonda Voyger 2 v roce 1989.

Obrázek: Neptunovy prstence, jak je viděla sonda Voyager 2. Zdroj: NASA, http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA02224

Neptunovy prstence

Neptunův prstencový systém se skládá z několika velice slabých a úzkých pásů.
Vědci použili průlet Voyager 2 k důmyslnému experimentu. Sonda pořídila obrázky prstenců v dopadajícím světle, tedy v době kdy se nacházela z našeho pohledu před planetou – a později také obrázky v procházejícím světle, když se už od Neptunu vzdalovala a sledovala tak jeho prstence proti světlu. Podobný obrázek samozřejmě nemůžeme nikdy pořídit ze své pozice na Zemi, jakkoliv výkonné by byly v budoucnu naše teleskopy.
Díky těmto fotografiím se podařilo odhadnout, z jakého materiálu se prstence skládají. Mikroskopický prach vypadá světlejší tehdy, když je osvětlován zezadu. Větší objekty jsou naopak v pohledu „zezadu“ tmavší a světlejší vypadají, když na ně sluneční světlo dopadá. Díky tomuto experimentu se ukázalo, že se Neptunovy prstence skládají převážně z jemného prachu.

Vnitřní prstence

Prstence, které se nacházejí blízko planety (tzv.vnitřní prstencový systém) se skládají z několika různých součástí.
Vně pozorujeme nezřetelný, zatím nepojmenovaný prstenec z nepravidelně zahuštěného prachu, který odpovídá dráze Neptunova měsíce Galatey.
Blíže planetě se nachází Lassellův prstenec (na spodním obrázku je znázorněn červeně). Má rádius 59200 km a šířku 4000 km. Obsahuje sice hodně prachu, ale ne tolik, kolik ho mají vnější prstence.
Na vnější hraně na něj navazuje Aragův prstenec a na straně vnitřní – LeVerrerův prstenec. Ten je druhým nejzřetelnějším Neptunovým prstencem.
Uvnitř celého systému se nachází prstenec Galle, který obsahuje hodně prachových částeček.

Obrázek: Neptunovy prstence. Zdroj: Ruslik0, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Neptunian_rings_scheme.png?uselang=de

Uvnitř něj se může nacházet ještě jeden, matný a nezřetelný prstenec z jemného materiálu, jeho existence ale není dostatečně potvrzená. Na fotografiích sondy Voyager je zobrazen jen mlhavě.
Nejzajímavějším je tenký vnější Adamsův prstenec. Má intenzivně červenou barvu a nachází se v něm fragmenty, které obsahují daleko hustší a neprůhlednější hmotu, než jakou pozorujeme ve zbytku tohoto prstence. Skládají se převážně z prachu. Existence takovýchto anomálií se dá jen těžko vysvětlit pomocí známých fyzikálních procesů. Podle zákonů dynamiky by se zahuštění, ať už vznikla jakkoliv, měla během poměrně krátké doby rovnoměrně rozptýlit po celé ploše prstence. Fragmenty jsou pojmenovány Liberté, Égalité a Fraternité.

Obrázek: Adamsův prstenec s hustšími a viditelnými fragmenty. Zdroj: NASA/Voyager 2 Team, http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/?IDNumber=PIA01493

Proměny v Neptunových prstencích 

Vývoj teleskopů umožnil v posledních letech poměrně detailní pozorování Neptunových prstenců. Věnoval se jim jak vesmírný teleskop Hubble, tak různé pozemské teleskopy s adaptivní optikou.

Adaptivní optika e zařízení používané zejména v astronomii ke korekci zobrazovacích chyb, které způsobuje atmosféra Země. Některé moderní astronomické teleskopy dokáží tyto problémy překonat systémem optiky dalekohledu, který se změnám v atmosféře okamžitě dynamicky přizpůsobuje. Velké teleskopy sbírají světlo na plochu primárního zrcadla. V systému s adaptivní optikou je zrcadlo poměrně tenké a zespodu je podepřeno soustavou mnoha elektronicky řízených aktuátorů, které mohou tvar zrcadla mírně měnit mechanickým tlakem. Nerovnoměrnosti v chodu paprsků se tedy vyrovnávají jemnou změnou zakřivení primárního zrcadla. Současné systémy jsou schopné provádět takové změny až tisíckrát za sekundu.

Neptunovy prstence se zdají být překvapivě dynamické. Fragmenty Adamsova prstence, Fraternité a Égalité, si například vyměnily část hmoty a změnily svou délku. Fragment Liberité je matnější než při průletu sondy Voyager a během dalších 100 let pravděpodobně zmizí úplně. Courage-fragment je naopak zřetelnější než před lety. Pozorování ve viditelném světle ukazuje zhruba stejné množství hmoty prstenců, jaké zaregistroval Voayger 2, v infračerveném světle se prstence ale dnes zdají o poznání tmavší.

Proč tomu tak je, není dostatečně známo. Zdá se, že se prstence Neptunu právě nově formují a že v nich došlo poměrně nedávno k nějaké větší události. Jistě nejen odborníci a astronomové doufají, že Neptun jednoho dne navštíví další pozemská sonda a bude se moci tomuto zajímavému jevu věnovat delší dobu.

Neptun – modrá planeta 2.0

Ke Slunci to má třicetkrát dále, než naše Země. Dostává od něj jen tisíckrát méně energie, než ona. Překvapivě modrá planeta s pásy bílých mraků je zmrzlým plynovým peklem, ve kterém vane vítr s rychlostí až 2000 km/h.

Objev Neptunu

Poprvé ho zaregistroval už Galileo Galilei v roce 1612. Neptun je ale na našem nebi jen velice slabým objektem. Není divu, že ho Galilei považoval za hvězdu-stálici a nevěnoval mu větší pozornost. Pomohl tomu také fakt, že se vzdálená obří planeta právě nacházela v tom bodě své dráhy, ve kterém se při pozorování ze Země na nebi téměř nepohybuje.
Ke skutečnému objevu Neptunu tak došlo až později. Přispěla k tomu zvědavost – a matematika. Alexis Bouvard se v roce 1821 zabýval výpočty dráhy Uranu. Něco ve skutečné Uranově oběžné dráze ale nedávalo smysl. Jeho pohyb kolem Slunce neodpovídal platným Keplerovým zákonům. Vzhledem k tomu, že jsou Keplerovy zákony pohybu planet univerzální, muselo jít o skutečně zásadní chybu. Astronom si uvědomil, že někde za drahou Uranu musí existovat další planeta. Musí být tak velká, že dokonce ovlivňuje své okolí.
Na lov nové planety se vydala celá řada astronomů. Objevitelem se stal Johann Gottfried Galle. Sledoval oblohu v místech, které mu doporučil francouzský matematik Urbain le Verrier.
Podobně jako tomu bylo u Uranu, doprovázel i tentokrát pojmenování nové planety chaos. Krátce po svém objevu dostal dnešní Neptun označení „Le Verrierova planeta“. Název, který navrhl sám Galle, zněl „Janus“. V Anglii se ujalo jméno „Oceanus“ a ve Francii „LeVerrier“. Název Neptun se vžil až koncem roku 1846.

Oběžná dráha Neptunu

Neptun obíhá Slunce ve vzdálenosti 4,5 miliardy kilometrů – ve třicetinásobné vzdálenosti, než v jaké krouží kolem Slunce naše vlastní planeta. Jeho oběžná dráha je téměř kruhová. Jeden oběh kolem naší centrální hvězdy mu trvá 165 let.
Neptun dominuje svou gravitací vnější část Slunečního systému. Transneptunické objekty vykazují například oběhovou rezonanci 3:2 – jejich oběh kolem Slunce je 1,5x násobkem oběhu Neptunu. Jedním z nich je Pluto, které před několika lety právě z tohoto důvodu (nedominuje svou gravitací své okolí) ztratilo svůj planetární status. Pluto je ve skutečnosti hodně velkým asteroidem, planetkou, řídící se Neptunovým gravitačním vlivem.
Oběžná dráha Pluta je tak excentrická, že je ve svém perihelu (bodě své dráhy, kdy je Slunci nejbližší) Slunci dokonce blíže, než sám Neptun. Naposledy tomu tak bylo v letech 1979 – 1999. Díky tomu, že je dráha Pluta k rovině oběhu ostatních planet skloněna o více než 17 stupňů, kříží se sice zdánlivě dráhy obou těles, ta se ale ve skutečnosti reálně nikdy nepotkávají. Oba objekty jsou synchronizované tak, že je mezi nimi v momentě „zkřížení“ drah poměrně velký rozestup.
Před několika lety jsme slavili Neptunovy první "narozeniny". Nacházel se v tom bodě své oběžné dráhy kolem Slunce, v jakém ho viděl Galle při objevu v roce 1846.

Rotace Neptunu

Planeta, podobně jako ostatní plynoví obři, poměrně rychle rotuje kolem své osy. Otočí se kolem ní jednou za 15 hodin, 57 Minut a 59 vteřin. Podobně jako u Země je rotační osa Neptunu nakloněna k rovině oběhu kolem Slunce. Její sklon je dokonce ještě o něco vyšší a činí 28,32°.

Složení Neptunu

Průměr vzdálené planety je čtyřikrát vyšší než průměr Země – 50 000 km. Se svou hustotou 1,64 g/cm^3 je nejhutnější z plynových obrů. I když je o něco menší než Uran, svou hmotností ho převyšuje.

Zdroj: NASA

Vrchní vrstvy jeho atmosféry se skládají z vodíku (zhruba 80 %) Helia (19 %) a malého množství metanu (1 %) s příměsemi etanu a těžkého vodíku.
Podobně jako je tomu u Uranu, je Neptunova barva způsobena metanem, který se nachází ve vrchních vrstvách atmosféry. Neptunova modř je ale intenzivnější než Uranova modrozelená barva. Nejspíš se o ni zasluhuje ještě nějaká další složka Neptunovy atmosféry a mechanismus, který zatím neznáme.
Neptun přijímá od Slunce jen zlomek energie, kterou od něj dostává Země. Díky tomu také drží jedno prvenství - je nejchladnější planetou Sluneční soustavy. Teplota na jeho pomyslném povrchu činí -218 °C. Za „povrch“ se přitom u plynových obrů považuje ta část, ve které dosahuje atmosférický tlak pozemských hodnot. Navzdory velké vzdálenosti ale stačí energie Slunce k tomu, aby ohřála přivrácené oblasti planety o 10 °C.
Neptun má, stejně jako Uran, poměrně velké jádro z kamene a ledu. Mohlo by mít až 1,5 násobek hmotnosti Země. Teplota v jádru by měla odpovídat 7000 °C a tlak miliónu barů. Centrum planety je obklopeno pláštěm, složeným z kamene, vody, čpavku a metanu, který navzdory své teplotě při vysokém tlaku, který zde panuje, připomíná led.

Zdroj: By NASA; Pbroks13 (redraw) [CC BY-SA 3.0 (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0) or GFDL (http://www.gnu.org/copyleft/fdl.html)], via Wikimedia Commons, https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/fd/Neptune_diagram.svg

Neptun má ve svém nitru, podobně jako Jupiter a Saturn, zdroj vlastní energie. Mohl by jím být radioaktivní rozpad, který nahřívá kamenné jádro planety.
Sklon rotační osy vede na Neptunu, podobně jako na Zemi, ke vzniku ročních období. Od pozemských se ale přesto liší – a to svou délkou. Roční období na Neptunu trvají přes 40 pozemských let.

Obrázek: Skvrna na Neptunu. Zdroj: NASA (NSSDC Photo Gallery, P-34672C) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/51/Neptune_darkspot.jpg

Počasí na Neptunu

Vzhledem k tomu, že je planeta Neptun vzdálenější než Uran, mělo by být jeho „počasí“ méně výrazné. Dostává totiž od Slunce méně energie než jeho sesterská planeta.
Zatímco je povrch Uranu prakticky rovnoměrný a nevykazuje žádné detaily, zaznamenala sonda Voyager 2 u Neptunu v roce 1986 zřetelné mraky, pruhové struktury a hurikány. Vítr na Neptunu dosahuje běžně rychlosti 1600 km/h, se špičkovou rychlostí kolem 2100 km/h. Neptun tak drží ve Sluneční soustavě ještě jedno prvenství – nejen že je nechladnější planetou, je také planetou s nejrychlejším pohybem atmosféry.
Sonda Voyager 2 odhalila na Neptunu mimo jiné také tzv. „velkou tmavou skvrnu“, cyklón, který se podobá velké rudé skvrně na Jupiteru. Tvoří v mračnech planety průrvu, velkou jako Euroasie. Dalším zajímavým objektem v atmosféře planety byly protáhlé, jen 50 – 160 km široké, zato několik tisíc km dlouhé mraky.
V roce 1994, když se Neptunu věnoval vesmírný teleskop Hubble, už nebylo po velké tmavé skvrně ani stopy. Zdá se, že se podobné útvary v Neptunově atmosféře tvoří a ztrácejí daleko rychleji, než je tomu například u Jupitera.

Magnetické pole

Neptun vlastní ve svém nitru podobně jako Uran vrstvu vodivého, kovově reagujícího materiálu. Netvoří se u něj proto dipólové magnetické pole jako u Země, ale pole kvadrupólové, které má dva severní a dva jižní póly. Magnetické pole se od osy rotace odklání o 47°. Jeho centrum je od centra planety vzdáleno 13 500 km.

Průzkum Neptunu

Jedinou pozemskou sondou, která kdy Neptun navštívila, byla Voyager 2 v roce 1989. Proletěla těsně nad jeho severním pólem ve vzdálenosti necelých 5000 km. Prozkoumala jeho magnetosféru, prstence a v neposlední řadě i měsíce. Přidala do sbírky hned šest nových exemplářů. Tři z měsíců (Proteus, Nereid a Triton) dokonce sonda Voyager 2 vyfotografovala. Jejím posledním vědeckým cílem byl Neptunův měsíc Triton.
Potože jim na přesném směru další dráhy sondy už moc nezáleželo, mohli navést Voyager 2 hodně blízko měsíce a riskovat i větší odklon od původní dráhy vlivem Tritonovy gravitace.
Sonda pak objevila na posledním velkém měsíci Sluneční soustavy polární čepičky, slabou atmosféru, mraky a dokonce i intenzivní gejzíry, které vynášejí materiál až do výšky 8 km.

Pozorujte Neptun

Neptun se dá na našem nebi nejlépe pozorovat na podzim. V optimální poloze se bude nacházet 2. září.

Příště: Neptunovy prstence

Titania a Oberon – královský pár na oběžné dráze Uranu

Uranovy měsíce vás na chvíli přenesou do Shakespearova díla „Sen noci svatojánské“. Většina z nich totiž dostala jména po protagonistech světoznámé divadelní hry. Podívejme se na ně podrobněji.

První dva Uranovy měsíce objevil už Willhelm Herschell v roce 1787. Jeho syn John Herschell je pojmenoval Oberon a Titania. Další dva byly objeveny v roce 1851 Williamem  Lassellem. Dostaly jméno Ariel a Umbriel. Poslední z hlavních měsíců Uranu, Mirandu, objevil až v roce 1948 Gerard Kuiper. Sonda Voyager 2, která minula Uran v roce 1986 se zasloužila o objev desítky dalších měsíců. Na přelomu tisíciletí objevily pozemské teleskopy a vesmírný Hubble teleskop další přirozené satelity Uranu.
Všechny jeho měsíce se dají rozdělit do tří skupin: malé a blízké měsíce s téměř kruhovými dráhami, větší měsíce tzv. hlavní skupiny a vzdálené měsíce s často excentrickými oběžnými dráhami.

Hlavní měsíce

Systém Uranových měsíců má relativně málo hmoty. Kdybychom sečetli dohromady váhu pěti hlavních Uranových měsíců, nebude větší, než 13 % váhy Měsíce, který obíhá naši Zemi.

Obrázek: porovnání velikosti Uranu a jeho hlavních měsíců. Zleva: Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania a Oberon. Zdroj: Vzb83, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Uranus_moons.jpg?uselang=de

 Obrázek: exotický povrch malého měsíce Miranda. Zdroj: NASA/JPLCaltech, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Miranda.jpg?uselang=de

Uranovi souputníci mají relativně nízké albedo - schopnost odrážet sluneční světlo. Nejtmavším je Umbriel (0,20) a nejsvětlejším z nich je Ariel (0,35). Odrážejí tedy jen asi pětinu až třetinu světla, které na ně dopadá ze Slunce.
Měsíce Uranu se skládají ze zhruba stejného podílu ledu a kamenné složky. Led může být tvořen jak vodou, tak čpavkem nebo oxidem uhličitým.
Na Arielu pozorujeme nejméně kráterů, má tedy nejmladší povrch. Naopak nejstarším povrchem se pyšní měsíc Umbriel. Relativně malá Miranda, se svými 20 kilometrů hlubokými kaňony, nejspíše svědčí o (geologicky) nedávné katastrofě. Její chaotický povrch je patrně  následkem masivní srážky, při které byl celý měsíc roztříštěn na kusy, aby se později znovu složil dohromady jako poničený puzzle.

Neregulární měsíce

Na rozdíl od malých nebo větších měsíců, které obíhají svou planetu v rovině rovníku nebo blízko ní, mají plynové planety i větší množství tzv. neregulárních souputníků.
Jedná se často o nepravidelné kusy skal, které se pohybují po vysoce eliptických nebo neuzavřených drahách a navíc často obíhají proti směru rotace planety. Obecně se soudí, že většina z nich byla původně planetkami, zachycenými gravitačním polem obřích planet. Uranův gravitační vliv například zasahuje ještě i tělesa, která jsou vzdálená 70 miliónů kilometrů.
Rodina neregulárních Uranových měsíců se skládá ze dvou částí: blízké a málo excentrické se jmenují Francisco, Caliban, Stephano a Trinculo. Vnější a hodně excentrické nesou jména Sycorax, Prospero, Setebos a Ferdinand.

Titania

Obrázek: Titania, jak ji zachytila sonda Voyger 2. Zdroj: JPL/NASA/Voyager 2, http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00036

Poté, co William Herschell v roce 1871 objevil Uran, jeho zájem o vzdálenou planetu nepolevil. O šest let později si mohl na svůj vrub zapsat dva další nové objevy – tentokrát jimi byly dva měsíce – Titania a Oberon. V průběhu následujících let pak zaregistroval ještě čtyři další, jejichž existence se ale nepotvrdila. O výborných kvalitách Herschellova teleskopu a talentu vypovídá i následující skutečnost: ještě padesát let poté, co Herschell oba měsíce objevil a zapsal jejich polohu, je nikdo jiný v žádném jiném teleskopu nezaregistroval.
Titania obíhá Uran ve vzdálenosti 436 300 km (17 Uranových poloměrů) od centra planety. Nachází se téměř přesně v rovině jeho rovníku, má sklon jen 0,079°.
Na vnitřní straně sousedí s měsícem Umbriel, který je vzdálený 170 000 km, na vnější straně s Oberonem (147 000 km vzdáleným).
Titania obíhá Uran ve vázané rotaci – obrací ke své planetě stále stejnou polokouli. Jeden oběh jí trvá 8 dní, 16 hodin, 56 minut a 59 vteřin. Nachází se uvnitř magnetosféry Uranu. Díky zvláštní orientaci rotační ose Uranu (a tím i poloze jeho měsíců), panuje na povrchu Titanie extrémní „počasí“. Póly se střídavě halí do tmy nebo dostávají do dlouhého, dne, který trvá polovinu oběhu kolem Slunce – 42 let.
Se svým průměrem 1577,8 km se řadí Titania mezi větší měsíce. Je jen o něco málo větší, než její přímý soused Oberon, který je jí podobný i v řadě vlastností. Oba měsíce vznikly z akrečního disku, z původní protohmoty, ze které se formovaly i všechny planety naší soustavy.
Titania má hustotu 1,71 g/cm^3. To znamená, že se pravděpodobně skládá z 50 % vodního ledu, 20 % kamene (silikátů) a 30 % organických sloučenin. Vzhledem k vázané rotaci má tento měsíc dvě rozdílné polokoule. Její „přední“ (tedy ta, která leží při oběhu kolem Uranu ve směru pohybu) obsahuje více ledu. Na „zadní“ polokouli se nachází spíše více tmayých uhlíkatých složek.
Je možné, že se hmota uvnitř Titanie rozdělila do kamenného jádra, pokrytého pláštěm z vody. Jádro by pak mohlo být velké 1050 km a tvořit dvě třetiny jejího průměru. Voda by mohla být při tlaku, který zde panuje, v tekutém stavu, a to navzdory nízké teplotě (-83 °C). Mohly by tomu napomáhat také čpavek a jiné příměsi, které by z vody dělaly pravou nemrznoucí směs. Oceán pod ledovým povrchem Titanie by mohl být 50 km hluboký.

Obrázek: Titania. Zdroj: USGS, http://astrogeology.usgs.gov/Projects/BrowseTheSolarSystem/titania.html, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Titania_USGS.jpg?uselang=de

Povrch Titanie je zbrázděn krátery, jejich ale daleko méně, než u sousedního Oberonu. Navíc sonda Voyager 2 našla na povrchu měsíce mladší útvary. Titania byla nejspíše v geologicky mladších dobách relativně aktivní. Tomu odpovídá i barva povrchu. Je méně načervenalý než u Oberonu – na povrchu se totiž nachází i relativně čerstvý led. Na přední polokouli je zároveň více červenavého materiálu. Titania ho nejspíše „sbírá“ na své cestě kolem Uranu. Tento materiál může pocházet z neregulárních měsíců.
Teploty kolísají mezi -184 °C a -213 °C. Zvláštní sklon rotační osy Uranu způsobuje, že nejteplejšími místy na povrchu Titanie jsou její póly – dostávají totiž střídavě do Slunce maximum tepla. Nejchladnější oblasti na povrchu měsíce se nacházejí naopak v oblasti rovníku. Atmosféra je jen velice řídká a obsahuje oxid uhličitý. Malá gravitace Titanie způsobuje, že ji lehčí plyny opouštějí a migrují na oběžnou dráhu kolem Uranu.

Oberon

Oberon obíhá kolem centra Uranu po téměř kruhové dráze ve vzdálenosti 22,8 planetárních průměrů. Je posledním a od planety nejvzdálenějším ze všech „regulárních“ měsíců. Vně jeho oběžné dráhy se pohybují už jen neregulární měsíce – nejbližším z nich je Francisco ve vzdálenosti 3 700 000 km.

Obrázek: Oberon. Zdroj: A. Tayfun Oner, http://solarviews.com/cap/uranus/oberon2.htm, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Oberon_color.jpg?uselang=de

Oběžná doba trvá měsíci 13 dní, 11 hodin, 7 minut a 3 vteřiny. Stejně jako Titanie, má i Oberon vzhledem k Uranu tzv. „vázanou rotaci“ – kolem své osy se otočí za stejnou dobu, za jakou oběhne svou planetu. Stejně jako u Titanie, nacházíme u Oberonu 42 let trvající „roční období“. Měsíc přiklání ke Slunci střídavě oba své póly.
 Oberon se ale na rozdíl od Titanie už nachází částečně vně magnetosféry Uranu, která ho tak nemůže chránit proti slunečnímu větru.
Rozměrem se Oberon přibližuje Titanii.Jeho průměr je 1520 km. Hmota, ze které se vytvořil, obsahovala poněkud více lehčích prvků, takže má o něco nižší hustotu – 1,63 g/cm3. Skládá se nejspíše z 50 % ledu, 30 % silikátů a 20 % uhlovodíků.
Od Titanie a ostatních Uranových měsíců se Oberon liší nízkým zastoupením vodního ledu na „přední“ polokouli (té, která leží ve směru jeho pohybu kolem Uranu). Způsobují ho pravděpodobně jevy, vytvořené slunečním větrem. Molekuly vody se působením záření rozkládají, proto je jejich koncentrace nižší.

Obrázek: Oberon. Zdroj: USGS Astrogeology Research Program[1] (http://astrogeology.usgs.gov/About/Crediting, http://astrogeology.usgs.gov/Projects/BrowseTheSolarSystem/oberon.html

Stejně jako u Titanie, existuje uvnitř Oberonu možná tekutý oceán. Bude ale nejspíše o něco mělčí, mohl by dosáhnout hloubky 40 km. Celkově byl v minulosti Oberon méně geologicky aktivní než Titanie. Jeho povrch je zbrázděn velkým množstvím kráterů. Na jejich dně se usadila zatím neznámá tmavá látka, která mohla vzniknout například rozkladem uhlovodíků.
Načervenalá barva povrchu Oberonu pochází z materiálu, který měsíc posbíral na své oběžné dráze. Dostal se na ni s největší pravděpodobností z vnějších iregulárních Uranových měsíců po srážkách s malými asteroidy.
Teplota na povrchu Oberonu kolísá mezi -193 °C a -203 °C.
Oberon vznikl ze stejného akrečního disku, ze kterého se vytvořil i Uran a ostatní planety Sluneční soustavy – je možné, že to bylo poté, co Uran zasáhla protoplaneta, která vychýlila jeho rotační osu do dnešní podoby.
Složení protodisku není přesně známo. Uranův systém ale naznačuje, že v něm bylo o něco méně vody, než v oblasti, ve které vznikl Saturn.
Jak přesně se vyvíjelo Oberonovo nitro, není známo. Platné teorie popisují dočasné nahřátí nitra měsíce v důsledku rozpadu radioaktivních elementů v původní protohmotě. To mohlo přivést k rozdělení materiálu na kamenné jádro, který by byl krytý vodním pláštěm. Postupem doby mohl původně vzniklý oceán naopak zamrznout, pakliže se zdroj tepla v nitru Oberonu vyčerpal.

Vzdálený Uran se nedá zahanbit - pyšní se hned několika prstenci

Prstence patří k velkým plynovým planetám stejně neodmyslitelně, jako Měsíc k naší Zemi. Ani Uran není výjimkou. Jeho prstence jsou ovšem ve srovnání se saturnovou okrasou nenápadné (a špinavé).

„Uran by mohl mít podobný systém prstenců, jako má Saturn,“ napsal kdysi Uranův objevitel, Willhelm Herschel. Při popisu prstenců zmínil dokonce i barvu – měly  být načervenalé. Po celá dvě následující století byli vědci na rozpacích. Tomu, že Herschel skutečně pozoroval Uranovy prstence většina jeho kolegů nevěřila. Planetární okrasa je totiž jen velmi slabá a běžnými teleskopy ze Země vidět není. Záhada zůstala dlouho nevysvětlená.

Obrázek: Uran. Zdroj: Erich Karkoschka (University of Arizona) and NASA/ESA, http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA02963

Později se mělo ukázat, že poloha Herschellových prstenců skutečně odpovídá realitě. Při množství detailů, které Herschell popsal, je navíc hodně nepravděpodobné, že se jedná o pouhou náhodu.
Prstence Uranu tedy zřejmě mění svou intenzitu. Před několika sty lety musely být daleko jasnější a tím i zřetelnější.
Dalšími, tentokrát nezpochybnitelnými objeviteli Uranových prstenců se stali téměř o 200 let později James L. Elliot, Edward W. Dunham a Douglas J. Mink. V roce 1977 chtěli pozorovat atmosféru této vzdálené planety. Uran právě procházel před jednou z hvězd na pozadí a vědci proto sledovali změny v její jasnosti. Po zpracování dat zjistili, že hvězda těsně před průchodem Uranu pětkrát krátce pohasla. Stejně tak se chovala i po průchodu planety. Jediným logickým vysvětlením bylo – Uran vlastní minimálně pět různých prstenců. Rozhodli se je označit řeckými písmeny α, β, γ, δ a ε.
Později byly objeveny ještě další čtyři prstence. Jeden mezi prstenci β a γ a tři uvnitř α-prstence. Ten první byl pojmenován η, tři nové prstence uvnitř alfaprstence pak dostaly jména číslic - 4, 5 a 6.
První skutečné snímky planetární okrasy pořídila jediná sonda, která kdy Uran navštívila, Voyager 2 v roce 1986. Přitom objevila další dva  prstence a zvýšila tak jejich počet na jedenáct.
Když  se v letech 2003 – 2005 Uranu věnoval vesmírný teleskop Hubble, vystopoval další slabou prstencovou dvojici.

Obrázek: Pohled na Uranovy prstence při osvětlení zpředu a zezadu. Zdroj: von Ruslik0 (Eigenes Werk) [Public domain oder Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Forward_Back_Uranus_Rings.png?uselang=de

Uranovy prstence se svou intenzitou a viditelností nedají porovnat s těmi, které doprovázejí planetu Saturn. Na rozdíl od nich se skládají se z velice tmavé hmoty. Jejich albedo se aktuálně pohybuje kolem 0,05. Odrážejí tedy jen asi 5 % dopadajícího slunečního záření.
Chemické složení prstenců není známo, zdá se ale, že se nevytvořily z ledových částic, jako tomu je u Saturnu. Budou nejspíše obsahovat organické sloučeniny, které ztmavly (rozložily nebo pozměnily se) působením vlivu Uranovy magnetosféry. Důvodem může být všeobecně nižší zastoupení vody v protohmotě, ze které se vytvořila jak planeta tak i její měsíce a prstence. Nižší zastoupení vody nacházíme také v nitrech Uranových měsíců.
Ve viditelné a ultrafialové části spektra se zdají být Uranovy prstence načervenalé, tak jak je kdysi popsal Willhelm Herschel. V infračerveném světle vypadají šedě.

Obrázek: Uranovy vnitřní prstence. Zdroj: NASA,http://www.solarviews.com/raw/uranus/shepherd.jpg

Podobně jako v Saturnově systému, je vnější pozorovatelný prstenec doprovázen dvojicí měsíců pastýřů – jménem Cordelia a Ophelia. Svým gravitačním vlivem pomáhají tento prstenec formovat a zahušťují částice, které se v něm nacházejí.
 Také nově objevené vnější Uranovy prstence se svou strukturou poněkud podobají Saturnovým jemným prstencům E a G. I ony jsou složeny z částic, které se na oběžnou dráhu dostaly z vnějších planetárních měsíců, například díky nárazům meteoritů nebo asteroidů. Oba jsou jen matné a slabé, zato relativně široké.
Podobně jako ostatní prstence, byly tyto jemné prachové útvary pojmenovány řeckými písmeny:  μ a ν.
Prstenec μ je planetě vzdálenější. Prakticky se kryje s oběžnou dráhou jednoho z Uranových měsíců – Mab. Druhý prstenec, ν- se nachází mezi drahami hned dvou měsíců – Portia a Rosalind. V teleskopech vypadá μ spíše modře, zatímco prstenec μ má lehce načervenalou barvu (viz následující schema).

 Obrázek: Schéma Uranových prstenců. Zdroj: Ruslik0 (Eigenes Werk) [Public domain], via Wikimedia Commons HTML

Příště: Uranovy měsíce - královský pár na okraji Sluneční soustavy

Uran – vzdálený příbuzný Jupitera a Saturnu

Obří planeta obíhá Slunce v téměř dvacetinásobné vzdálenosti, než naše Země. Do její blízkosti se dostala jen jedna jediná pozemská sonda, Voyager 2. Přesto máme o planetě Uranu překvapivě hodně informací. 

Objev Uranu

Vzdálený Uran se na naší obloze pohybuje jen velmi pomalu, byl proto ještě dlouhou dobu po objevení zvětšovacích čoček a dalekohledu považován za fixní hvězdu.
Odhalil ho sir Friedrich Willhelm Herschel, a to v podstatě náhodou, teprve 13. 3. 1781. Představa o Slunečním systému se šesti planetami byla v tehdejší době tak zažitá, že ho považoval automaticky za novou kometu. Uran se měl stát první planetou, která byla objevena až v novověku a nebyla známa například ve starém Řecku.
Pozdější pozorování potvrdila, že se u Herschellova nálezu musí jednat o planetu, která se pohybuje kolem Slunce ve vzdálenosti 19 AU (AU – astronomická jednotka, vzdálenost Země-Slunce). Pro tehdejší astronomy to znamenalo, že Sluneční soustava objevem Uranu rázem zdvojnásobila svou velikost.

 Obrázek: Země a Uran – porovnání velikostí. Zdroj: Wikimedia, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Uranus_Earth_Comparison.png?uselang=de

Wilhelm Herschel o šest let později objevil ještě dva nejvýraznější z Uranových měsíců – Titanii a Oberon. V té době už bylo známo, že hlavní měsíce planet rotují ve stejné rovině, v jaké se nachází její rovník. Pohyb Oberonu a Titanie kolem Uran dal už tehdy tušit, že sklon osy, podél které Uran rotuje, bude nezvyklý.
Uran se měl později zasloužit o objev poslední z velkých plynových planet – Neptunu. Odchylky v jeho dráze se daly totiž vysvětlit jen  jedním způsobem: za Uranem musí existovat ještě jedna  velká planeta. Cílené pátrání po ní mělo úspěch v roce 1846.

Pojmenování planety

Ještě komplikovanějším než jeho objev, bylo pojmenování nově objevené planety. Herschell sám mu dal na počest anglického krále Jiřího III jméno Georgium Sidus – Hvězda Jiřího. Jiný astronom navrhl název „Urania“, která byla patronkou astronomie. Ve Francii pro změnu nově objevené planetě říkali po objeviteli – Herschell. Nakonec se v roce 1850 prosadilo jméno „Uranus“.

Oběžná dráha

Uran je sedmou planetou Sluneční soustavy. Obíhá Slunce ve vzdálenosti 2,9 miliardy kilometrů – zhruba 19x dále, než Země. Nejblíže se nachází Slunci ve svém perihelu, který leží ve vzdálenosti 18,324 AU. Nejvzdálenější bod jeho dráhy se nachází v 20,078 AU. Nachází se tedy téměř dvakrát tak daleko od Slunce, než jeho soused Jupiter.
Na jeden oběh kolem Slunce potřebuje Uran 84 let. Dráhu, odpovídající jeho vlastnímu průměru, přitom urazí za 2,5 hodiny. Pro srovnání – při rychlosti, jakou má na své oběžné dráze Země, by to trvalo 28 minut. Vzdálené planety se podle Kepplerových zákonů musí pohybovat na svých oběžných drahách pomaleji, jinak by je jejich vlastní rychlost ze Sluneční soustavy vymrštila.

Rotace

 Obrázek: Sklon rotační osy Uranu. Planeta má jako jediná ve Sluneční soustavě svou osu skloněnu téměř do roviny svého oběhu kolem Slunce. Zdroj: NASA, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Outer_Uranian_rings.jpg?uselang=de

Uran rotuje kolem své osy za 17 hodin, 14 minut a 24 vteřin. Na jižní polokouli, která byla v době měření přikloněna Slunci, byla naměřena doba rotace atmosféry daleko nižší – vanuly tu totiž silné větry. Rotace jižní poloviny atmosféry odpovídala jen 14 hodinám.
Opravdovou zvláštností je rotační osa Uranu. Leží totiž v rovině jeho oběhu, místo aby na ni byla víceméně kolmá, jako je tomu u ostatních planet. Uran se tedy vlastně po své oběžné dráze „kutálí“.
Sklon osy činí 97,77 ° - Uran tedy navíc rotuje pozpátku (retrográdně). Následkem tohoto zvláštního jevu panuje na Uranových polokoulích půl oběhu kolem Slunce léto a půl oběhu zima.
Důvody, které vedly k tomuto jevu,  můžeme jen odhadovat. Za nejpravděpodobnější je dnes považována hypotéza, podle které se Uran v dávné minulosti srazil s jednou z protoplanet. Počítačové simulace tuto možnost potvrdily. Uran se nejspíše srazil se dvěma až třemi velkými objekty, které vyšinuly jeho rotační osu do dnešní podoby.

Složení

Uran má průměr 51 000 km a je tedy čtyřikrát větší, než naše Země. Jeho objem je 65x větší, kvůli vysokému podílu lehkého plynu je ale jen 14x těžší než naše vlastní planeta.
Patří k tzv. „plynovým obrům“, tomu druhu planet, na kterých nenacházíme pevný povrch a které jsou tvořeny převážně plynem, přecházejícím plynule do kapalného stavu. Takové planety mohou mít i kamenné jádro s podílem ledu.
Tomuto složení odpovídá také (pro plynové obry typická) nízká hustota Uranu – 1,27 g/cm^3.
Vzhledem k tomu, že na podobných planetách neexistuje pevný povrch, pokládáme za jejich povrch místo, kde tlak dosahuje pozemské hodnoty. V této oblasti je pak na Uranu také gravitace srovnatelná – činí 90 % pozemské.
Ve vrchních vrstvách nacházíme molekulární vodík (zhruba 82,5 %), helium (15,2 %) a 2,3 % metanu.

Proč má Uran modrozelenou barvu?

Obrázek: Pohled na Uran. Zdroj: NASA/JPL-Caltech, http://photojournal.jpl.nasa.gov/jpeg/PIA18182.jpg

Na první pohled jistě upoutá zvláštní, modrozelená barva Uranu, nesrovnatelná se Saturnem nebo Jupiterem. Podílí se na ní fakt, že Sluneční světlo odráží ne vrchní Uranova atmosféra, ale až horní vrstva mraků.
V horní atmosféře nad těmito mraky se nachází metan. Odražené světlo, které vidíme v dalekohledech, muselo projít vrstvou metanu. V ní se absorbovala červeno-oranžovou část světleného spektra, takže vidíme jen spektrální zbytek – modrozelenou barvu.

Vnitřní stavba

Svou vnitřní stavbou se Uran podobá Neptunu a zároveň se značně liší od ostatních dvou obřích plynových planet, Saturnu a Jupitera.
Pod vrstvou mraků se nachází tekuté plyny a kamenné jádro. Obklopuje ho plášť z vodního, čpavkového a metanového ledu.  Tento led nebo i tekutina tvoří také nejspíše největší hmotu planety.

Zdroj: von FrancescoA (Eigenes Werk) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Uranus-intern-de.png?uselang=de

V centru Uranu by  mohl panovat tlak kolem osmi miliónů barů a teplota kolem 5000 °C. Co se týká vnitřního vlastního zdroje energie – i tady se Uran liší od ostatních obřích planet. Nemá totiž žádný znatelný zdroj vlastní energie. Nejspíš o ni přišel při dávných srážkách. Energie, kterou Uran vyzařuje, (po odečtení ztrát) odpovídá množství, jaké dostává od Slunce.

Magnetické pole

Další zvláštností Uranu je jeho magnetické pole. Odpovídá kvadrupólu se dvěma severními a dvěma jižními póly. Jeden z obou párů severního a jižního  pólu nedopovídá rotační ose planety, je odkloněn o 60 °. Jeho centrum není navíc v centru planety, ale nachází se jižně od něj. Jeho původ je nejspíše nutno hledat v ionizovaných tekutých vrstvách pláště planety. Magnetosféra planety má následně komplikovaný tvar, například na odvrácené straně má vlnovitou podobu.

Obrázek: složité magnetické pole Uranu. Zdroj: Ruslik0 https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Uranian_Magnetic_field.gif?uselang=de

Podobné magnetické pole vykazuje i Uranův soused Neptun. Dipólové pole tedy nejspíš nebude následkem zvláštně skloněné Uranovy rotační osy – ta Neptunova má totiž „běžnou“ orientaci. Bude se nejspíše skutečně jednat o jevy, způsobené zvláštním ledově-tekutým pláštěm obou planet.
Zdroj: Astronomisches Faltblatt, Spektrum.de – různé, NASA – různé, Wikipedia-různé, Astronomie.de-různé.

Příště: Vzdálený Uran se nedá zahanbit - pyšní se hned několika prstenci

Tethys, Dione a jiné Saturnovo příbuzenstvo (v Lagrangeových bodech)

Svůj život tráví na oběžné dráze kolem Saturnu. Je tristní nebo zajímavý? Rozhodně si nemohou stěžovat na nedostatek příbuzenstva – svou dráhu totiž sdílí s několika bratranci a sestřenicemi.

Tethys a Dione jsou dva ze Saturnových měsíců. Oba se nacházejí mezi oběžnými drahami Enceladu (který je zodpovědný za tvorbu prstence E) a Rhey (jediného měsíce ve Sluneční soustavě, který má své vlastní prstence). Už na první pohled demonstrují zajímavý jev – existenci Lagrangeových bodů. To jsou oblasti v soustavách dvou hmotných těles, ve kterých se gravitace obou navzájem ruší. Lagrangeovy body jsou něco jako vesmírná skladiště. Objekty, které se do nich jednou dostaly, je už nikdy nemohou opustit, leda by měly nějaký vlastní, aktivní pohon. Vědci je rádi používají pro parkování heliocentrických (Slunce – a nikoliv Zemi obíhajících) satelitů. Librační centra L1 a L2 soustavy Slunce-Země lze dobře využít pro umístění družic pro pozorování vesmíru nebo Slunce. V libračním centru L1 je umístěna kosmická sonda SOHO. V libračním centru L2 je umístěna astrometrická sonda Gaia (vypuštěna 2013), mezi lety 2009 - 2013 odtud pracovaly kosmický dalekohled Planck a Herschelova vesmírná observatoř.

Obrázek: rozmístění gravitačních vlivů kolem Země a Měsíce. Zdroj: NASA, http://map.gsfc.nasa.gov/m_mm/ob_techorbit1.html nebo https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Lagrange_points.jpg

Lagrangeovy body

Vlastnosti tzv. „libračních center“ soustavy dvou hmotných těles popsal v roce 1772 francouzský matematik a fyzik Joseph Louis Lagrange. Následně dostaly jeho jméno. Vzájemné gravitační vztahy v systému dvou hmotných těles způsobují, že librační body L1, L2 a L3 leží na spojnici obou objektů. L1 mezi nimi, L2 a L3 na jejich vnějších stranách. Pokud je centrální těleso soustavy vzhledem k ostatním tělesům velmi těžké, pak se vytvářejí ještě dvě centra - L4 a L5 - a tvoří s tělesy m1 a m2 rovnostranné trojúhelníky. Právě takovou situaci nacházíme například u Země a Měsíce nebo v okolí Saturnu.

Obrázek: Rozmístění Lagrangeových bodů v systému dvou hmotných těles. Gravitace vytváří oblasti, ve kterých se vyrovnávají odstředivé síly. Těleso, které se do daných bodů dostalo, je už nemůže samo od sebe opustit. Zdroj: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Lagrange_very_massive.svg

Rodina Saturnových měsíců - Dione a Tethys.

Tethys je bližší z obou Saturnových měsíců. Svou oběžnou dráhu sdílí se dvěma dalšími měsíci. Jeden z nich (Telesto) předbíhá Tethys o 60 stupňů, druhý, Calypso, se za ním o 60 stupňů opožďuje. Podobnou situaci sledujeme u druhého měsíce – Dione. Jejími souputníky jsou Helene (o 60 stupňů v předstihu) a Polydeuces, který se za ní zpožďuje o 60 úhlových stupňů. Komplikovaná Saturnova rodina se tím poněkud zjednodušuje.
Měsíce, doprovázející Tethys a Dione se na své místo mohly dostat dvěma způsoby. Je možné, že vznikly na jiném místě a jednoho dne se jen náhodně dostaly do Lagrangeových bodů, které už nemohly opustit. Je ale dobře možné, že se vytvořily přímo na místě. Jak je vidět na jednom z horních obrázků (znázorňujícím konkrétní případ Země a Měsíce), je oblast gravitačního vlivu kolem bodů L4 a L5 daleko rozsáhlejší. To je také důvod, proč se v bodech L1, L2 a L3 netvoří žádné přirozené satelity, jako je tomu u bodů L4 a L5. Menší tělesa, která jsou zachycena body L1, L2 a L3 se musí ocitnout v přesně vymezené a malé oblasti. Pokud se z ní znovu vychýlí, vliv Lagrangeova bodu se ztratí. U L4 a L5 je tomu jinak. Tělesa, která se ocitnou v jejich blízkosti, začnou tyto body obíhat po složité, ledvinovité nebo podkovové dráze – začnou kolem nich „vibrovat“. Přitom se naskytne daleko větší možnost vzájemných srážek, než tomu může být u ostatních Lagrangeových bodů. Srážkami a gravitační přitažlivostí se zde mohou tvořit i relativně velká tělesa. Když jejich hmotnost přeroste určitou mez a začnou vlastní gravitací sama ovlivňovat obě masivní tělesa, vyprostí se z těchto dvou Lagrangeových bodů a opustí je. Tento scénář je pravděpodobně důvodem pro vznik našeho Měsíce. Kdysi se vytvořila v jednom z libračních bodů Země planetka Theia. Když začala být příliš hmotná, opustila Lagrangeův bod a během svého dalšího vývoje se srazila se Zemí. Kolize vyrazila z obou těles větší množství materiálu, který se pak na oběžné dráze kolem Země sloučil do dnešní podoby – našeho Měsíce.

Dione 

Měsíc Dione byl objeven už v roce 1684 Giovannim Cassinim. Své jméno dostala po bohyni Dione, matce Aphrodite v řecké mythologii. Stejně jako u ostatních Saturnových měsíců, i tento název pochází od Johna Herschella, syna britského astronoma Wilhelma Herschela.

Obrázek: Dione, Saturnův prstenec a Saturn. Zdroj: NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute, http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07744

Dione obíhá Saturn ve vzdálenosti 377 420  km – tedy přibližně tří Saturnových průměrů – za 2,737 dne. Za stejnou dobu se také otočí kolem své vlastní osy a ukazuje tak stejné chování jako pozemský Měsíc – tzv. vázanou rotaci. Ukazuje Saturnu,  stejně jako náš Měsíc Zemi, stále stejnou polokouli.
Dione je vodní svět. Má hustotu 1,47 g/cm^3, ve svém nitru tedy musí vlastnit i větší množství kamenného materiálu. Ten tvoří pravděpodobně kamenné, silikátové jádro.
Albedo Dione je 0,55 – odráží tedy 55 % dopadajícího slunečního světla. Ve srovnání se sousedními měsíci Tethys nebo Enceladus je povrch Dione spíše tmavý.
Povrchová teplota je – 187 °C. Jak ukázaly průzkumy sondy Cassini, nachází se pod povrchem Dione pravděpodobně tekutý oceán, stejně jako je tomu u jiného Saturnova měsíce, Enceladu. Naznačují to také útvary na Dionině povrchu, které svědčí o nahřívání a geologických aktivitách v (geologicky) nedávné době.

Obrázek: Mapa povrchu Dione. Zdroj: NASA, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Dionemap.jpg

Podobně jako sousední měsíc Rhea, který obíhá Saturn po vzdálenější oběžné dráze, má Dione dvě různě utvořené polokoule. Na „zadní“ (bráno z pohledu pohybu kolem Saturnu) se nacházejí pásy světlých a tmavých oblastí, střídané krátery. „Přední“ polokoule má daleko více kráterů, protože se účastní daleko většího množství srážek. Na přední polokouli také vidíme daleko intenzivnější rozdíly ve světlosti materiálu, protože se na ní ukládá prach a malé částice, které se nacházejí na oběžné dráze Saturnu.
V některých kráterech se nacházejí vnitřní valy, které jsou typické pro kompaktní tělesa typu Merkur nebo Měsíc. Znamená to, že v těchto místech Dionina ledová krusta nepovolila tlaku materiálu, jak to vidíme na Jupiterově měsíci Kallisto. Na ledových světech je jinak běžné, že led pod tíhou materiálu poklesne a tak sníží rozdíly na povrchu.
Měsíce jako Dione, byly v dávných dobách geologicky aktivní. Daly vzniknout kanálům a jiným kryovulkanickým objektům na svém povrchu. Později její kryovulkanismus ustal a jejich „přední“ polokoule se zvrásnila nesčetnými krátery po srážkách s menšími objekty.

Obrázek: Povrch Dione, zbrázděný kryovulkanismem. Zdroj: NASA / JPL / Space Science Institute, http://saturn.jpl.nasa.gov/photos/raw/rawimagedetails/index.cfm?imageID=215391

Co ovšem vědce udivilo, byl fakt, že se oblasti s největším množstvím kráterů na Dione nacházejí na obou polokoulích. Zdá se, že v době největších bombardování asteroidy, byla Dione orientována přesně opačně, než dnes. Vzhledem k malému průměru měsíce, stačí na změnu rotace už srážka s relativně malým, jen 35 km velkým tělesem. Kráterů, která by tato tělesa zanechala, nacházíme na Dione hned několik. Je tedy dobře možné, že Dione změnila svou rotaci hned v minulosti hned několikrát.

Obrázek: Dione. Zdroj: Antonsusi, http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07746

Jasné rozdělení povrchu ohledně světlosti materiálu (a tím i na povrchu se nacházejícího prachu) svědčí o tom, že po počátečním boji s asteroidy Dione už nebyla dále rušena. Už několik miliard let má klid a obíhá Saturn v dnešní pozici.
Dione má slabou kyslíkovou atmosféru. Odpovídá hustotě pozemské atmosféry ve 480 km výšce.

Pozorujte Dione

Dione je jedním z nejjasnějších Saturnových měsíců s magnitudou 10,4. K jejímu pozorování budete potřebovat teleskop s průměrem minimálně 10 cm.

Tethys 

Měsíc Tethys objevil, stejně jako Dione, v roce 1684 Giovanni Cassini. Své pojmenování dostal po bohyni Tethys, dceři Urana a Gaiiy, manželky Okeana v řecké mythologii.
Tethys obíhá Saturn po téměř perfektně kruhové dráze ve vzdálenosti 294 619 km, tedy přibližně 2,5 Saturnových průměrů.
V Lagrangeových bodech Tethys se nacházejí měsíce Telesto (v předním bodě) a Calypso (v bodě zadním).  Všechny tři měsíce se nacházejí ještě uvnitř Saturnova prstence E, za který je zodpovědný jiný měsíc, Enceladus, výrony hmoty ze svého jižního pólu.
Tethys obíhá Saturn za 1 den, 21 hodin a 18 minut. Leží přitom hluboko uvnitř magnetosféry Saturnu, takže je pod silným vlivem jeho plasmatu, vysoce energetických iontů a elektronů.
I tento měsíc má ohledně Saturnu tzv. vázanou rotaci.

Obrázek: Tethys. Zdroj: NASA/JPL/Space Science Institute, http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07738

Svou velikostí se Tethys podobá nejvíce jednomu z asteroidů v hlavním asteroidovém pásu mezi Marsem a Jupiterem, Ceres. Je podobný i své přímé sousedce, Dione.
Na rozdíl od ní má ale velice nízkou hustotu - 0,984 g/cm^3. Uvnitř Tethys se tedy bude nacházet ponejvíce zmrzlý led. Kamenná část nebude přesahovat 6 % její hmoty. Pokud by měla Tethys vlastnit diferencované kamenné jádro, nebude větší než 290 km, tedy kolem třetiny celkové velikosti měsíce.
Je přitom nepravděpodobné, že se pod jeho povrchem nachází tekutý oceán, podobný tomu na sousedním měsíci Dione.

 Obrázek: Mapa povrchu Tethys. Zdroj: NASA/JPL, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Map_of_Tethys_PIA_14931_Jun_2012.jpg

Povrch Tethys je poměrně světlý. Reflektuje 80 % dopadajícího záření. Tento efekt způsobují jemné částečka ze Saturnova prstence E, které se usazují na Tethyně povrchu. „Přední“ polokoule měsíce je proto 10 – 15 % světlejší, než jeho „zadní“ polovina.
Stejně jako na Dione, panují i na Tethys teploty kolem -187 °C.
Na povrchu se nacházejí dva rozdílné regiony, měsícem probíhá tmavý pás s malým množstvím kráterů. Jedná se nejspíše o oblast, která byla v minulosti geologicky aktivní. Zatím není jasné, proč je tento pás tmavý.
Nejzřetelnějším útvarem na Tethys je kráter Odysseus. Pokrývá 3,5 % povrchu měsíce. Má průměr 400 km, tedy zhruba třetinu průměru Tethys.

Obrázek: Tethys a kráter Oddysseus. Zdroj: NASA, https://pixabay.com/de/mond¬saturn¬mimas¬weltraum¬67501/

Pozorujte Tethys

Tethys patří k nejviditelnějším Saturnovým měsícům. Se svou magnitudou 10,3 je 6300x slabší než samotný Saturn. I na jeho pozorování budete potřebovat silnější teleskop, s průměrem minimálně 10 cm, stejně jako je tomu u Dione.