Existuje na Titanu život? Pokud ne dnes, v budoucnu určitě!

Titan je jedním velikým plynovým zásobníkem. Jednoho dne se může stát trochu odlehlejší čerpací stanicí. Množství tekutých uhlovodíků (použitelných jako palivo) na Titanu totiž zhruba stokrát přesahuje veškeré pozemské zásoby.

Obrázek: Titan, jak ho vidí pozemský teleskop. Zdroj: http://photojournal.jpl.nasa.gov/jpeg/PIA06183.jpg, http://photojournal.jpl.nasa.gov/jpeg/PIA06183.jpg

Tři sta let jsme ho pozorovali jen pozemskými teleskopy. Moc z něj přitom díky husté neprůhledné atmosféře vidět nebylo.
O to zajímavější byly první snímky, které pořídil vesmírný teleskop Hubble. Fotografoval Titan v blízkém infračerveném spektru, ve spektrální oblasti, která dovoluje proniknout skrz mraky i jeho organický smog.
Jednoznačným překvapením byly zřetelné světlé plochy, které se střídají s tmavšími. Nic podobného totiž u ostatních měsíců srovnatelné velikosti nepozorujeme. Zato útvary, které jsou jinde běžné, pro změnu neexistují na Titanu. Na první pohled chybí například krátery po zásazích asteroidů.
Světlé oblasti by se snad daly vysvětlit přítomností ledu a tmavé by mohla být silikátová pohoří, doufali astronomové.
Také první sondy, které kolem Saturnu prolétaly na konci sedmdesátých let, moc detailů na Titanově povrchu nezaznamenaly. Jejich rozlišení bylo příliš malé, sonda Pioneer 11 se dostala například jen do vzdálenosti 350 000 km.
Další průzkum Titanu se odehrál díky sondě Voyager 1. Minula měsíc ve vzdálenosti 4000 km v listopadu roku 1980. Ani jí se ale díky husté atmosféře nepodařilo spatřit Titanův povrch. Alespoň ale mohla prozkoumat její složení a změřit velikost, hmotnost a oběžnou dráhu měsíce. Také její sestra, Voyager 2 využila gravitaci Saturnu ke swing-by manévru (urychlení a změně kursu) na své cestě do vnějších částí Slunečního systému. Její dráha byla ale jiná a do blízkosti Titanu se nedostala.

Obrázek: Pohled na povrch Titanu, složený ze snímků ve viditelném a infračerveném světle. Zdroj: NASA/JPL/Space Science Institute, http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07965

Nejvíce informací o Titanu máme díky nejnovější sondě – Cassini - Huygens, která ze Země odstartovala v roce 1997. Orbitální část Cassini je první dlouhodobou sondou, která se pohybuje v blízkosti Saturnu. Přistávací modul, nazvaný Huygens, byl určen Saturnově největšímu měsíci, Titanu.

Přistání Huygens na Titanu

Cassini-Huygens dorazila k Saturnu 1. 7. 2004. O vánocích, 25. 12. 2004 se od sondy oddělila přístávací část Huygens, aby o tři týdny později, 14. Ledna 2005, dosáhla povrchu Saturnova největšího měsíce. Získala tak jedno prvenství - je první sondou, která kdy přistála na jiném měsíci Sluneční soustavy.

 Obrázek: Přistání sondy Huygens na Titanu. Zdroj: NASA, http://saturn.jpl.nasa.gov/photos/imagedetails/index.cfm?imageId=778

Přistávací manévr začíná o vánocích explozí tří menších náloží, které oddělí modul Huygens od zbytku sondy Cassini.
O tři týdny později vstupuje Huygens ve výšce 1270 km do Titanovy atmosféry. Brzdí se o vrchní část atmosféry. O čtyři minuty později už má rychlost jen 400 m/s. Nachází se ve výšce 180 km a otevírá první padák. Ten má za úkol odtrhnout vrchní tepelný štít a zaktivovat hlavní padák. Ve výšce 160 km nad povrchem se oddělí spodní tepelný štít a zaktivují se některé přístroje. Huygens pořizuje první spektrální analýzy a fotografie. Ve výšce už jen pouhých 125 km se odděluje hlavní padák a otevírá se ten poslední, v pořadí třetí. V šedesátikilometrové výšce začíná pracovat radar, takže se přistávací modul může aktivně podílet na přistání a nemusí se už spoléhat na předprogramovaný software. Zhruba o tři čtvrtě hodiny později dosedá modul Huygens na povrch Titanu. Na konci přistávacího manévru, který trval 2,5 hodiny, sonda dosedla na povrch měsíce rychlostí 4,5 m/s. Registrovala ve svém okolí teplotu -180 °C a tlak 1467 mbar.

Obrázek: Umělecká představa přistání sondy Huygens na Titanu. Zdroj: NASA, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Titansurface¬2¬hi¬1¬.jpg

Během celého přistání Huygens vysílala obrázky, snímané kamerou i akustické signály – hvizd atmosféry a větru. Vzniklé video je volně dostupné a můžete se na něj podívat i na youtube.
Signály vysílá Huygens ještě hodinu a deset minut. Poté se její signál orbiteru Cassini, mizejícímu za obzorem, navždy ztrácí. Tím daleko převyšuje původní odhady „trvanlivosti“ sondy. Podle propočtů měla Huygens pracovat 3 – 30 minut. S pouhými třemi minutami funkčnosti bylo počítáno v případě, že spadne do metanového jezera. Mohla by v něm sice bez problémů plavat, tekutý metan by ji ale rychle ochladil, takže by přístroje během krátké doby zamrzly.
Celková doba, po kterou sonda pracovala (i když už byla za obzorem a nemohla komunikovat se svou orbitální kolegyní Cassini), mohla být i šest hodin. Na tu dobu jí totiž měla dost energie - nesla si na palubě několik záložních baterií.

Výpadek kanálu pro přenos informací

Zatímco přistání probíhá bez problémů, přenos dat už tak jednoduchý není. Huygens má dva, na sobě nezávislé kanály, kterými posílá nasbíraná data k sondě Cassini. Ta je má po skončení mise přistávacího modulu odeslat na Zemi.  Jeden z těchto kanálů je poškozený a nezaktivuje se jeho přijímač. Jak se později ukáže, jedná se o chybu softwaru - chybný příkaz. Téměř všechny přístroje posílají svá data naštěstí zdvojeně – tedy po obou kanálech. Výjimkou jsou jen přístroje, evidující rychlost větru a kamery, pořizující fotografie.
Zatímco vědci ztratili všechna měření rychlosti atmosféry, přišli naštěstí jen o polovinu pořízených fotografií. Ty byly totiž příliš velké na to, aby se „vešly“ jen na jeden kanál, pro jejich předání ke Cassini se tedy střídavě využívaly oba komunikační kanály.
Přistávací modul během celé mise nasbíral 474 Mbit údajů, z toho 606 fotografií.

Atmosféra Titanu

Sonda potvrdila složení Titanovy atmosféry. Obsahuje kromě dusíku také metan. Překvapením byla výška metanových mračen. Nacházejí se ve výšce 20 km. Modely je očekávaly už ve výšce 50 km. Tato metanová oblaka dosahují v podobě jemné  mlhy až k povrchu měsíce.
Hojnost izotopu argon (40) potvrzuje teorii o tom, že se na Titanu vyskytuje jev, nazývaný kryovulkanismus. Jedná se o specifickou formu geologické aktivity, při které se na pevný povrch tělesa nedostává tekuté magma, tak jak je tomu při „běžném“ vulkanismu například na Zemi. Kryovulkanismus vyvrhuje při nízkých povrchových teplotách z nitra tělesa vodu.
Jiné izotopy argonu (36 a 38) v Titanově atmosféře chybí. Jsou to izotopy, které se nacházely v původní hmotě, ze které se tvořila Sluneční soustava. Znamená to tedy, že Titan svou atmosféru už minimálně jednou v minulosti kompletně ztratil.
Přesto, že byla měření rychlosti větru v atmosféře původně ztracena, podařilo se je po čase zrekonstruovat z jiných údajů. Ukázalo se, že ve výšce 60 km vanou větry rychlostí 125 km/h. Ta průběžně klesá s výškou, takže kolem 10 km panuje prakticky úplný klid. Ještě níže vítr zase sílí, má ale opačný směr. Zdrojem pohybu atmosféry není na Titanu sluneční záření, jak je tomu na Zemi. Za vítr je zodpovědná slapová síla a přitažlivost Saturnu, která zde 400x převyšuje vliv našeho Měsíce na Zemi. V atmosféře Titanu tedy nacházíme podobný příliv a odliv jako v pozemských oceánech.

 Obrázek: Povrch Titanu. Zdroj: ESA/NASA/JPL/University of Arizona, http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07232

Na povrchu Titanu panuje neustálé šero. Intenzita denního světla dosahuje přibližně tisíciny pozemské hodnoty.
Krátce před dosednutím na povrch měsíce proto byly na Huygens zapnuty reflektory, které dovolily mimo jiné i spektroskopickou analýzu povrchu. Kombinace spekter a fotografií zprostředkovala napínavé poznatky, jaké by orbitální sondy nikdy získat nemohly.
Povrch měsíce je tmavší, než se předpokládalo. Důvodem jsou usazeniny, tvořené organickým materiálem.  Půda, na které sonda ležela připomínala mokrý písek nebo hlínu. Jedná se přitom o příměsemi ušpiněný vodní a uhlovodíkový led. Po přistání v něm ještě teplá sonda vyvolala několik výronů metanu.
Fotografie ukazují povrch, zalitý oranžovým světlem. Opar odhaluje oblázky, zjevně opracované tekutinou. Mají průměr 5 – 15 cm. Nejsou z kamene, jsou to kusy ledu a zamrzlých uhlovodíků.
Na povrchu měsíce Titanu se nacházejí (stejně jako na Zemi) pohoří, údolí a duny. Četné kanály svědčí o tom, že tu minimálně v minulosti bylo dostatečné množství tekutin, které způsobily intenzivní erozi povrchu.
Nejednalo se ale o vodu. Při teplotách na Titanově povrchu mohlou existovat v tekutém skupenství jen různé uhlovodíky, především ale metan. Tak jako na Zemi pozorujeme koloběh vody, funguje na vzdáleném a mnohem studenějším Titanu koloběh metanu.
Díky sklonu Saturnovy osy - a tím i oběžné dráhy jeho měsíců, které se nacházejí v rovině jeho rovníku, se na Titanu střídají roční období stejně, jako na Zemi. Během oběhu kolem Slunce, který trvá Saturnu mnohem déle než Zemi, jsou naší centrální hvězdou postupně osvětlovány různé části jak Saturnu, tak jeho měsíců. Jedno roční období tu trvá zhruba 7,5 let. V místě, kam naTitanu přistála sonda Huygens, právě panovala "zima".

Život na Titanu?

Může se stát, že se vzdálený měsíc plynového obra Saturnu stane klíčem k vyřešení otázek o vzniku života na Zemi?
Na Zemi v dávných dobách panovaly stejné nebo hodně podobné podmínky, jaké dnes nacházíme na Titanu. Na aktivní vznik života nespíš ve vzdálené části Sluneční soustavy není dostatek energie, mohly by se tu ale najít mezičlánky mezi živou a neživou hmotou. Stejné mezistupně, jaké musely kdysi vznikat i na Zemi.

 Obrázek: Roli tekuté vody, jak ji z náme na Zemi, přebírá na Titanu tekutý metan. Zdroj: ESA, NASA (http://saturn.jpl.nasa.gov/photos/imagedetails/index.cfm?imageId=5089

"Co se stane, když smícháme plyny, které tvoří Titanovu atmosféru a necháme na ně působit silnou radiaci?"
Tuto otázku si položili vědci Arizonské univerzity v roce 2010. Provedli samozřejmě i příslušný experiment. K jejich nemalému překvapení se ukázalo, že v tomto suchém prostředí, bez vlivu vody, vznikají aminokyseliny glycin a alanin – základní kameny pro stavbu pozemských proteinů. Kromě toho se při experimentu syntetizovaly také molekuly cytosinu, adeninu, thyminu a guaninu, případně uracilu – sloučenin, které tvoří naši DNA a RNA. Všechny reakce se odehrály čistě v plynném skupenství.
Je možné, že vznik života se tedy kdysi neodehrával v teoretické „polévce“ na pevném povrchu naší planety? Možná vznikly potřebné stavební kameny přímo v atmosféře. Na povrch se organické sloučeniny tak možná dostaly až později – v podobě deště.
Není ani vyloučeno, že se tu vyskytuje život, založený na jiných stavebních kamenech, než je ten náš.
Sonda Cassini objevila zajímavý jev: v blízkosti povrchu, jak se zdá, mizí vodík a neobjevuje se acetylén, který by se tu měl teoreticky vyskytovat. Podle jedné z teorií by to mohlo být následkem živých forem, které fungují ne na základě vody, ale na bázi metanu. Může se samozřejmě jednat i o výsledek nebiologických a zatím neznámých chemických reakcí.
Na vyřešení této hádanky si musíme ovšem několik let nebo desetiletí (než se k Titanu dostanou další sondy) počkat.

Význam pro kolonizaci vnějšího Slunečního systému

Ze všech obřích planet, vzniklých ve vnější části Slunečního systému, je Saturn nejlepším kandidátem pro vybudování stálé, kolonizační stanice. Pokud se někdy v budoucnosti vydají lidé dobývat Sluneční soustavu, bude jednou ze zastávek s velkou pravděpodobností právě Saturnův měsíc Titan.
 Na rozdíl od měsíců Jupitera není jeho okolí tolik zamořené škodlivým zářením.
 Titan představuje sám o sobě ideální čerpací stanici. Jeho zásoby tekutého metanu se mohou stát levnou a dobře dostupnou pohonnou látkou, která se nachází přímo na místě a nemusí se pracně dovážet.
Není vyloučeno, že za několik set let budou lidé létat do práce na Titan tak,  jako dnes jezdí montéři pracovat na ropné plošiny v moři.

Titan na vlastní oči - pozorujte Saturn a jeho měsíce

I když lze v těchto dnech spíše extrémně dobře pozorovat Jupiter (po západu Slunce je jako velice jasná hvězda vidět na východní obloze), můžete najít na nebi i Saturn. Uvidíte ho přímo na západní obloze po dobu několika hodin před východem Slunce.
Díky své zdánlivé velikosti 8,4 magnitudy a Saturnově maximální úhlové vzdálenosti tři úhlové minuty, stačí k pozorování Titanu už lepší dalekohled. Velké teleskopy vidí Titan jako malý kotouček. Najdete ho blízko Saturnova rovníku, vyjma doby, kdy se nachází před nebo za planetou.

Saturnův měsíc Titan – budoucí zastávka na cestě ke hvězdám

Patří mu 95 % hmoty všech Saturnových měsíců. Vytvořil se z původní protohmoty naší Sluneční soustavy blízko své planety, nebo se zformoval jinde a byl později zachycen Saturnovou gravitací?

Druhá varianta by vysvětlovala rozdílnou velikost i vlastnosti Saturnových měsíců. Titan, právem pojmenovaný jménem řeckého božstva, je po Ganymedovi (souputníku Jupitera) druhým největším měsícem Sluneční soustavy. Zároveň je jediným velkým měsícem, který vlastní skutečnou atmosféru. Se svou hustotou 1,88 g/cm3 je také nejhutnějším ze Saturnových měsíců.

Christiaan Huygens a objev Titanu

Píšeme rok 1655. Holandským astronom Christiaan Huygens prohledává svým novým dalekohledem vlastní výroby Sluneční soustavu. Průměr čoček, které vybrousil spolu se svým braterm, je 57 mm. Přístroj nabízí 50-ti násobné zvětšení.
V blízkosti Saturnu pozoruje slabou světlou tečku, která v průběhu příštích 16 dní Saturn oběhne kolem dokola. Po čtyřech obězích si pak byl Huygens jistý – jedná se o Saturnův měsíc. Huygens měl štěstí - planetární prstence krásné, vzdálené planety právě stály kolmo k pozorovateli. Jsou jen velice tenké v této pozici nejsou téměř vidět. Nerušily proto pozorování svým jasem.
Měsíc byl pojmenován samotným Huygensem jako „Saturni Luna“- latinsky „Saturnův měsíc. Ještě později byly tehdy známé měsíce Saturnu pojmenovány podle jejich vzdálenosti k planetě. Titanu tak připadlo jméno „šestý měsíc“. John Herschel pak v roce 1847 navrhl jméno Titan, které mu vydrželo dodnes.
Nejdůležitější informace o Titanu přinesla pozorování Hubbleovým vesmírným teleskopem - a od roku 1979 také experimenty, které během svých průletů kolem Saturnu provedly pozemské sondy Pioneer a Voyager. V roce 2005 na něm dokonce přistál jeden z modulů nejnovější a dosud aktivní Saturnovy sondy: Cassini-Huygens.

Obrázek: Saturnovy prstence, na pozadí měsíce Epimetheus a Titan. Zdroj: von NASA/JPL/Space Science Institute (http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08391) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:PIA08391_Epimetheus,_Rings_and_Titan.jpg?uselang=de

Skutečně zvláštní měsíc

Titan je naší Zemi ze všech objektů ve Sluneční soustavě nejpodobnější. Na jeho povrchu sice panuje velice nízká teplota, ale díky husté atmosféře, a tedy i vysokému tlaku, se na povrchu tohoto zajímavého měsíce nachází velké množství tekutiny, která tvoří řeky, potoky a jezera.
Jeho atmosféra je pětkrát hustší než pozemská a o polovinu vyšší. Skládá se (podobně jako naše) převážně z dusíku. Nacházíme na ní kromě toho i uhlovodíky a stopy organických sloučenin. Logicky nenajdeme na Titanu žádný kyslík. Tento reaktivní plyn musí být i na naší vlastní planetě do atmosféry neustále dodáván živými organismy (rostlinami). Některé odhady říkají, že přibližně tři sta letech by i na naší vlastní planetě volný kyslík zmizel, pokud by z ní zmizela zelená biomasa. Kyslík by proreagoval s jinými prvky a vytvořil by různé chemické sloučeniny.
Povrch Titanu a vrchní část jeho pláště se skládá ze zmrzlého ledu - metanhydrátu. Pod ním se nachází rozsáhlý oceán. Voda je v tekutém stavu, a to i přesto, že její teplota leží pod bodem mrazu. Dovoluje to jak vysoký tlak, který v tomto prostředí panuje, tak různé příměsi, které dělají z tamní vody pravou nemrznoucí směs.
Pro život na základě vody je na Titanu příliš nízká teplota. Pokud by na něm ale měly existovat formy života na základě metanu, mají i při této teplotě výborné podmínky.
Titan obíhá planetu Saturn ve vzdálenosti 20-ti jejích poloměrů. V jeho blízkém okolí se nenachází žádný jiný měsíc. Nejbližší mu je Hyperion (vně) a Rhea (uvnitř jeho oběžné dráhy). Hyperion a Titan se nacházejí v rezonanci – Hyperion oběhne Saturn třikrát, zatímco Titan za stejnou dobu oběhne planetu čtyřikrát.
Jeden oběh kolem obří planety trvá Titanu 15 dní, 22 hodin a 41 minut. Oběžná dráha je oproti rovníku Saturnu skloněna o 0,33 stupně, tedy jen nepatrně. Stejně jako náš Měsíc vůči Zemi, vykazuje Titan vůči Saturnu vázanou rotaci. Znamená to, že se za stejnou dobu, za kterou kolem ní oběhne, se také otočí kolem své osy. Ukazuje Saturnu stále stejnou stranu, stejně jako Měsíc naší Zemi.

 Obrázek: Srovnání velikostí Měsíce a Titanu. Zdroj: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Titan_Earth_Moon_Comparison.png?uselang=de

Průměr Titanu činí 5150 km. Je o polovinu větší a o 80 % těžší než náš vlastní Měsíc. Je dokonce větší než planeta Merkur. Gravitační zrychlení na jeho povrchu je 1,35 m/s?. To je jen zhruba sedmina pozemského. Uvnitř měsíce se pořád ještě rozpadají radioaktivní izotopy v minerálech, takže v nitru Titanu nacházíme oblasti se zvýšenou teplotou. S největší pravděpodobností je geologicky aktivní.
Albedo (odrazivost slunečního záření) je pouze 0,22. Znamená to, že odráží jen 22 % slunečních paprsků. Tento efekt je způsoben hlavně hustou atmosférou, která záření pohlcuje. Na povrchu Titanu panuje ze stejného důvodu neustálé příšeří.
Vnitřní stavba Titanu

 Obrázek: Titan a jeho složení. Zdroj: Nasa & User:Mysid [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Titan_cutaway.svg?uselang=de

Vnitřní struktura měsíce je podobná Jupiterově Ganymedu a Kallisto, stejně jako Neptunově Tritonu. Kolem jádra ze silikátů se nachází plášť z několika vrstev zmrzlého ledu.
Vnitřní plášť tvoří led, nacházející se zde pod velmi vysokým tlakem. V těchto podmínkách může existovat led i při vysokých teplotách.
Vnější plášť obsahuje led a metanhydrát. Mezi oběma vrstvami se nachází tekutý oceán.
Podobně jako u Jupiterova měsíce Io by i na Titanu mohly slapové síly, vyvolané blízkou obří planetou, způsobovat nahřívání vnitřku měsíce. Titan obíhá Saturn po poměrně excentrické dráze. Rozdíly ve vzdálenosti vyvolávají změny a tření uvnitř masivního měsíce, což vede nakonec k jeho ohřevu.
Sonda Cassini proměřila měsíc radarem. Skutečně přitom objevila v souladu s teorií pod jeho ledovým příkrovem tekutý oceán, vzniklý nahřátím a roztavením ledu. Samotná povrchová ledová vrstva by mohla být silná 80 km. Voda, která se pod ním nachází, je obohacená čpavkem. Ten působí jako ochrana proti mrazu, takže voda zůstává i při -20 °C v tekutém stavu.
Povrch měsíce, který ve svém nitru vlastní rozsáhlý oceán, se chová jinak než povrch kompaktního tělesa (jakým je například průvodce naší vlastní planety). Titanův povrch je stejně jako je tomu například u Enceladu, daleko pohyblivější, než povrch jednolitých těles. Pozorujeme pak na něm podobné struktury a stejné jevy – například kryovulkanismus.

Atmosféra

Titan má ve Slunečním systému jedinečnou pozici. Mezi objekty podobné velikosti není žádný, který by měl tak hustou atmosféru. Poprvé si jí všimli astronomové na počátku 20. Století. Titan měl v jejich dalekohledu nerovnoměrné zabarvení. Na okrajích se zdál být daleko tmavší než uprostřed. Spektroskopicky ji prokázal v roce 1944 až americký astronom Gerard Kuiper. Objevil v jeho atmosféře metan. Tlak měl být zhruba desetinou pozemského tlaku.

Obrázek: Titanova atmosféra. Fotografie byla pořízena na noční straně měsíce a dobarvena tak, aby co nejlépe vystihla přirozené barvy Titanovy atmosféry. Zdroj: http://photojournal.jpl.nasa.gov/jpeg/PIA06160.jpg, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Titan%27s_Many_Layers.jpg?uselang=de

Přímé a důkladné měření atmosféry Titanu provedly při svém průletu až sondy Voyager.
Díky nim víme, že skutečný tlak Titanovy atmosféry je dokonce 1,5x větší než na Zemi. Protože má Titan menší gravitační zrychlení a tím i menší přitažlivost než naše planeta, znamená to, že se na něm nachází až 10x více plynů než na Zemi. Hustota jeho atmosféry je pak 5x vyšší. Co se týká celkové hmotnosti – je Titanova atmosféra 1,19x těžší než vzdušný obal naší (daleko větší) Země.
Čas od času přijde Titan o část své atmosféry díky slunečnímu větru. Většinu času ho sice chrání magnetosféra Saturnu, když je ale sluneční aktivita obzvláště vysoká, může se stát, že „stlačí“ ochranné magnetické pole až pod oběžnou dráhu měsíce. Titan je pak vystaven vlivu vysokoenergetických částic, kterým nic nebrání v tom, aby malou část hmoty jeho atmosféry doslova "odfoukly".

Jak vznikla tak hustá atmosféra?

Dusíková atmosféra Saturnova měsíce Titanu vznikla pravděpodobně jako následek tzv. „velkého bombardování“ – jedné z fází vývoje Slunečního systému. Meteority a asteroidy, které dopadaly na jeho povrch, poničily krustu měsíce a uvolnily z jeho nitra velké množství čpavku.
Vysoce energetické ultrafialové sluneční záření pak molekuly čpavku (NH3) štěpilo na jejich základní části – dusík a vodík. Ty se následně slučovaly do molekul N2 a H2. Plyn dusík (N2) je těžší než čpavek (NH3). Dusík se proto ukládal pod vrstvu čpavku, takže se ve vnější části atmosféry nacházela vrstva čerstvého materiálu, který se mohl i nadále štěpit slunečním zářením.
Molekuly vodíku jsou příliš lehké na to, aby je mohl Titan svou gravitací udržet. Unikal proto z dosahu měsíce a ukládal se na oběžnou dráhu kolem Saturnu. Také části dusíku se povedlo Titan opustit. Podle výpočtů a díky srovnání četnosti jednotlivých izotopů tohoto plynu dnes můžeme říci, že na Titanu původně existovalo pětkrát více dusíku, než je tomu dnes.
Metan, který se v atmosféře nachází, se naopak dodnes aktivně tvoří a jeho množství se neustále doplňuje.
Titanova atmosféra je zhruba desetkrát vyšší než pozemská. Troposféra sahá do 44 km nad povrch měsíce. Bylo v ní naměřeno teplotní minimum, -200 °C. Ve vyšších vrstvách se teplota znovu zvyšuje a v 500 kilometrech dosahuje už jen -121 °C. Ionosféra se nachází ve výšce 1200 km a je komplexnější, než pozemská. Kromě této vrchní vrstvy byla totiž nalezena ještě druhá vrstva elektricky nabitých částic, a to ve výšce pouhých 63 km.

Počasí na Titanu

Obrázek: Obří hurikána na Titanu. Zdroj: NASA/JPL/Space Science Institute, http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA09171

Průměrná teplota na povrchu gigantického Saturnova měsíce činí -179 °C. Rozdíl mezi rovníkem a póly činí pouhé tři stupně, fakt, který jde na vrub husté atmosféry. Její mase se daří poměrně dobře zprůměrňovat jeho povrchovou teplotu.
Při podmínkách, jaké na Titanu panují, nemůže vodní led sublimovat, takže se vedle dusíku a uhlovodíků v atmosféře nachází jen nepatrné stopy vody.
Stejně jako je tomu na Zemi, byl ale i na Titanu pozorován - déšť. Mračna se skládají z metanu, etanu a jiných uhlovodíků. Materiál z mračen se tak při srážkách dostává na pevný povrch měsíce.
Povrch měsíce

 Obrázek: Povrch Titanu, fotografovaný přistávacím modulem Huygens. Zdroj: von ESA/NASA/JPL/University of Arizona [Public domain], via Wikimedia Commons, http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07232, ESA/NASA/JPL/University of Arizona

Právě Titanova hustá atmosféra byla důvodem, proč bylo dlouhou dobu sotva něco známo o útvarech na jeho povrchu.
Radarové snímky objevily silnou geologickou aktivitu měsíce. Povrch je spíše plochý, výškový rozdíl nad 150 m nebo malá pohoří jsou spíše výjimkou. Tu tvoří plocha kolem rovníku. Rozprostírají se na ní hory, vysoké až 2000 m. Nevznikly ale jako na Zemi pohybem kontinentálních desek, ale pravděpodobně jako následeksmršťováníměsíce. Podle dnešní teorie nebylo jádro Titanu nikdy moc horké, nerozdělilo se do různých vrstev jako tomu bylo u Země ani se v něm neutvořilo centrální kovové srdce.
Je dodnes tvořeno víceméně rovnoměrnou směsí ledu a kamene, ze které vznikala celá Sluneční soustava. Ochlazováním jádra roste ledový pokryv a zmenšuje se objem pod ledem ležícího oceánu. Podle propočtů se musel rádius měsíce za posledních 4,5 miliard let zmenšit o 0,3 % - tedy o 7 kilometrů.
Na povrchu našla sonda Cassini-Huygens vodní led, který má v daných podmínkách vlastnosti podobné kamenné mase a jezera plná tekutého metanu. Nachází se tam nejspíš i jiné uhlovodíky.
Radar našel na Titanu daleko méně kráterů, než kolik se jich vyskytuje na jiných měsících ve Sluneční soustavě. Je to způsobeno jednak hustou atmosférou, ve které se dopadající meteority a asteroidy rozpadají dříve, než se dostanou k povrchu. Druhým efektem, který zametá jejich stopy (a to doslova) je pohyb částeček na povrchu měsíce. Kromě toho u mí nově vzniklé struktury rychle přeformovat i Titanův metanový déšť.
Vítr se stejně jako na Zemi i na Titanu postaral o vznik dun. Nalezeny byly v tmavších rovníkových oblastech. Na obou polokoulích se nachází veliká jezera tekutého metanu, do kterých ústí metanové řeky. Hloubku jednoho z nich vědci odhadli na 170 m. Tekutina (metan s příměsemi etanu a jistě i jiných uhlovodíků) v nich je průhledná. Pokud byste stáli na jejich břehu, nabízela by tato tekutina stejný pohled jaký máte na břehu průzračného pozemského jezera.

Život na Titanu?

Titan je tedy spolu se Zemí jediným tělesem Sluneční soustavy, na kterém existuje dusíková atmosféra. Zatímco na Zemi dýcháme vzduch, který se skládá převážně ze 78 % dusíku a 21 % kyslíku, nacházíme na Titanu 98,4 % dusíku, 1,6 % Argonu a metan, který se díky své nízké hustotě vyskytuje převážně ve vrchních částech atmosféry. Kromě těchto plynů na Titanu ale existuje více než desítka různých organických sloučenin. Jedná se především o etan, propan, etin a kyanovodík.

Obrázek: Srovnání pozemské a Titanovy atmosféry. Zdroj: By NASA/JPL, vector by chris ? (File:Atm-720-493.jpg, [1]) [Public domain or Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:AtmosphericComparison_Titan_Earth.svg

Titan nemá prakticky žádný volný kyslík. Můžeme tedy vycházet z toho, že na něm neexistuje život, podobný pozemskému, což není překvapivé, vzhledem k nízkým teplotám, které panují na jeho povrchu. Není ale vůbec vyloučeno, že na Titanu může existovat (nebo se právě vyvíjí) život na bázi methanu a nikoliv vody, jak tomu na Zemi.
Kosmické záření, před kterým nechrání Titan žádné vlastní magnetické pole, a které je jen z části odcloněno magnetosférou Saturnu, se z větší části podílí na Titanově chemické atmosférické laboratoři. Dusík a metan štěpí na menší části – radikály. Ty jsou velice aktivní a slučují se jak mezi sebou navzájem, tak s neutrálními molekulami ve svém okolí. Tvoří tak výše zmíněné organické sloučeniny a různé jiné uhlovodíky. Tyto komplexnější a těžší molekuly pak klesají do nižších vrstev atmosféry, kde tvoří Titanovu oranžovou mlhu.
Tato organická směs se může dostat i na povrch měsíce. Pokud tam najde dostatečně příznivé podmínky a zdroj energie, mohly by se v ní začít vyvíjet zárodky života, tak jako tomu bylo kdysi na Zemi.
Tento fakt katapultuje Titan na přední místo mezi nejzajímavějšími tělesy Sluneční soustavy. Nebylo to náhodou, že sonda Cassini, která se nachází od roku 2004 na oběžné dráze kolem Saturnu, měla na palubě přistávací modul, který byl určený právě měsíci Titanu.

Ledový svět na okraji Sluneční soustavy - kryovulkány na Saturnově měsíci Enceladus

Saturnův měsíc Enceladus fascinuje jak vědeckou, tak laickou veřejnost – a to právem. Je pokrytý ledovým příkrovem, pod kterým se nachází tekutý oceán. Z jeho jižního pólu tryskají fontány ledu a vodní páry. Najdeme na něm život?

Až do konce minulého roku se mu důkladně věnovala sonda Cassini-Huygens, která krouží kolem Saturnu už od roku 2004. V prosinci se k Enceladu směla přiblížit naposledy. Při říjnovém přiblížení například sonda prolétla přímo vyvrženými vodními parami a ledovými částečkami, které tryskají z jeho povrchu. Cassini objevila pod ledovým krunýřem měsíce rozsáhlý oceán. Vědci už dávno tušili, že se uvnitř Enceladu nachází tekutá voda, ale až pomocí této sondy se podařilo zjistit, že oceán je kompletní a pokrývá celé jádro měsíce.

Obrázek: Saturnův měsíc Enceladus. Zdroj: NASA/JPL-Caltech, http://www.nasa.gov/image-feature/jpl/pia20013/enceladus

Cassini - Huygens

Sonda, nazvaná na počest věhlasného astronoma Giovanni Domenico Cassiniho, objevitele Saturnových měsíců Iapetus, Rhea, Dione a Tethys. Odstartovala v roce 1997 a k Saturnu doletěla 2004. Od té doby se 12,6 tuny těžká Cassini-Huygens věnuje průzkumu jak planety, tak jejích měsíců. Její mise bude trvat do roku 2017.
Enceladus objevil v roce 1789 britský astronom Wilhelm Herschel. Je v pořadí šestým Saturnovým měsícem, o jehož existenci se lidstvo dozvědělo a celkově dvanáctým měsícem ve Sluneční soustavě. Původní název Enceladu obsahoval římskou dvojku, byl totiž druhým Saturnu nejbližším známým měsícem. Své nynější jméno dostal po řeckém mythologickém gigantovi Enkeladovi. Jméno navrhl syn objevitele, který se také stal astronomem stejně jako jeho otec - John Herschel.

Oběžná dráha Enceladu

Měsíc obíhá Saturn po téměř kruhové dráze ve průměrné vzdálenosti 237 948 km, odpovídajících 4 poloměrům planety. Její dráha leží téměř přesně v rovině rovníku.

 Obrázek: Enceladus. Zdroj: Podle http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA03550, https://de.wikipedia.org/wiki/Datei:Saturn%27s_Rings_PIA03550.jpg

Jeden oběh kolem Saturnu trvá měsíci 1 den, 8 hodin, 53 mnut a 7 vteřin. Saturnovy měsíce se navzájem ovlivňují svou gravitací. Rezonance s měsícem Dione činí 2:1, což znamená, že jeden z měsíců oběhne planetu za stejnou dobu dvakrát a druhý jednou. Enceladus vykazuje také 3:2 rezonanci s měsícem Mimas a 4:3 s Tethys. U měsíce Pallene způsobuje gravitace Enceladu odchylku dráhy o 4 km.
Rotační doba Enceladu je stejně dlouhá, jako doba oběhu kolem jeho mateřské planety. Tento jev, známý pod pojmem „vázaná rotace“, pozorujeme i u Měsíce, který obíhá Zemi. Rotační osa Enceladu nemá žádný zvláštní sklon, stojí tedy kolmo k rovině oběhu. Sklon rotační osy se u Země podílí na vzniku ročních období, když způsobuje rozdílnou polohu vůči Slunci (zdroji energie) v průběhu pozemského roku.
Tvarem připomínán Enceladus nejvíce kouli. Jeho rozměry odpovídají 513,2 × 502,8 × 496,6 km. Malé, zhruba tříprocentní odchylky jdou patrně na vrub přitažlivosti Saturnu, která z původně dokonalé koule dělá elipsoid.
Enceladus je šestým největším Saturnovým měsícem. Zároveň je 17. Největším měsícem ve Sluneční soustavě.

Struktura měsíce

Povrch Enceladu se skládá převážně z ledu. Průměrná hustota je 1,61 g/cm3, takže pod jeho ledovým krunýřem musí existovat pevné, kamenné jádro. Jedná se tedy o objekt, ve kterém se výchozí materiály rozdělily do různých vrstev podle své hustoty.

 Obrázek: Povrch Enceladu. Zdroj: By NASA / Jet Propulsion Lab / Space Science Institute (http://www.ciclops.org/view.php?id=6197) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Enceladus_Feb._2010_PIA12564.jpg

Sonda Cassini při svých průletech kolem Enceladu měřila různé parametry, například pohyb povrchu měsíce. Vliv jeho gravitace na sondu také ukázal pravděpodobnou vnitřní strukturu. Kolem kamenného jádra existuje globální oceán, hluboký kolem 10 km. Na povrchu se pak nachází 30 – 40 km silná vrstva ledu.
Měsíc má nezvykle světlý povrch. Odráží 99 % slunečních paprsků, což mu zajišťuje jednoznačné prvenství v celé Sluneční soustavě. Má nejvyšší albedo – je dokonce ještě světlejší, než čerstvě napadaný sníh na naší planetě. Vzhledem k vysokému množství odraženého světla je teplota na povrchu Enceladu velice nízká, sluneční paprsky ho téměř nenahřívají. Při teplotách kolem -200 °C už můžeme mluvit o skutečně velice nehostinném prostředí.

Obrázek: Povrch Enceladu. Zdroj: By NASA / Jet Propulsion Lab / Space Science Institute (http://www.ciclops.org/view.php?id=6197) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Enceladus_Feb._2010_PIA12564.jpg

Povrch je plochý a plný brázd a kanálům podobných propadlin. Část je relativně mladá (kolem 100 miliónů let). Na svědomí ho má patrně kryovulkanismus. Tekutá voda z vnitřku měsíce se dostává na povrch, kde zamrzá. Enceladus je přitom nejmenším objektem, na kterém se tento druh geologické aktivity vyskytuje.
Na povrchu nacházíme samozřejmě také krátery. Největší z nich ale měří pouhé 34 kilometry, zatímco nejdelší systém kanálů je dlouhý 360 km.

Atmosféra

Během průletů kolem měsíce objevila sonda Cassini mimo jiné slabé magnetické pole a řídkou atmosféru, která se skládá převážně z vodních par. Vzhledem k tomu, že je měsíc příliš malý na to, aby ji mohl svou gravitací udržet, je zjevně neustále doplňována z jeho vnitřních zdrojů. Vodní páry se nejspíš dostávají do jeho atmosféry pomocí gejzírů, kryovulkánů nebo při jiných geologických aktivitách.
Existence atmosféry není na měsících Sluneční soustavy jevem příliš častým. Saturn má jen dva takové průvodce – kromě Enceladu se vyskytuje atmosféra už jen na velkém měsíci Titanu.

Zvláštní vulkanická aktivita na jižním pólu

Na jižním pólu na Enceladu nacházíme podivnou zónu, ve které je teplota o 20 – 25 stupňů vyšší, než v okolí. Zdroj energie, který ji nahřívá, zatím neznáme.
Na to, aby byl vnitřek Enceladu ohříván rozpadem radioaktivních izotopů, je měsíc příliš malý.
Jeho prakticky kruhová dráha také zamezuje ohřev díky (se vzdáleností od planety) měnícím se slapovým silám, jako je tomu u Jupiterova měsíce Io.
Enceladus obíhá Saturn v 2:1 rezonanci s měsícem Dione, síly, které mezi nimi působí, jsou ale příliš slabé na to, aby mohly vyvolat ohřev vnitřních vrstev.
Celkový nárůst teploty, který by mohl pocházet ze všech nahoře zmíněných jevů, je jen desetinou toho, co reálně pozorujeme na jižním pólu tohoto zvláštního měsíce.

 Obrázek: Gejzíry na Enceladu. Zdroj: NASA/JPL, http://www.nasa.gov/press/2015/march/spacecraft-data-suggest-saturn-moons-ocean-may-harbor-hydrothermal-activity

Ze spár v ledu v těchto místech uniká do okolí voda a vodní pára. Nejmenší množství bylo naměřeno v největší blízkosti k Saturnu. Nejaktivnější jsou Enceladovy gejzíry v té části běžné dráhy, ve které je Saturnu nejvzdálenější. Vysvětlením by mohla být gravitace obří planety, která stlačuje hmotu měsíce. Spáry v ledu stiskne a zamezí tak úniku vnitřního materiálu. Ve vzdálenější části oběžné dráhy je pak vliv Saturnovy gravitace nižší, takže se spáry otevřou. Z Enceladu pak uniká až čtyřikrát více materiálu než je tomu blízko Saturnu.
Voda z Enceladu se díky gejzírům dostává až do výšky 500 km. Část jí spadne zpět na jeho povrch a způsobuje pak Enceladovo vysoké albedo (vysokou odrazivost pro sluneční světlo). Další část se dostává dokonce na povrch blízkých měsíců Mimas, Tethys, Dione a Rhea. Proto jsou tyto měsíce hodně světlé a dobře odrážejí sluneční záření.

Obrázek: Sousedé Enceladu: Směrem k Saturnu sousedí měsíc Mimas, vzdálenější od planety jsou Tethys, Dione a Rhea. Zdroj: http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA03550, https://de.wikipedia.org/wiki/Datei:Saturn%27s_Rings_PIA03550.jpg

V říjnu 2008 proletěla sonda Cassini v tak těsném sousedství Enceladu, že jí to vyneslo jedno prvenství: povedl se jí nejtěsnější průlet sondy kolem měsíce v dějinách kosmonautiky.

Schema: Cassini prolétá kolem Enceladu. Zdroj: NASA/JPL-Caltech, http://www.nasa.gov/feature/jpl/cassini-closes-in-on-enceladus-one-last-time

Ve vzdálenosti pouhých 25 km zkoumala sonda částečky, které unikají z Enceladových gejzírů. Našla daleko vyšší hustotu vodních par, oxidu uhličitého a uhelnatého, než vědci předpokládali. Zároveň zaregistrovala více organických molekul, než bylo očekáváno. Materiálu bylo dokonce tolik, že způsobil nečekanou rotaci sondy.

Život na Enceladu?

Vše, o čem vědci sní, když mluví o Jupiterově měsíce Europa - se jim na Enceladu splnilo. Není tu nutné provrtat silnou vrstvu ledu, abychom se mohli podívat do jeho nitra. Kryovulkány na Enceladově jižním pólu samy od sebe vynáší vzorky vody až na oběžnou dráhu. Byly v nich zaregistrovány organické sloučeniny. Uvnitř měsíce se nachází tajemný zatím nevysvětlený zdroj energie. Tím se Enceladus dostává do kategorie pro nás nejzajímavějších vesmírných těles. Má všechny předpoklady pro vznik života.
Je téměř jisté, že k němu v budoucnu vyrazí pozemské sondy. Provrtají ledový krunýř, aby zjistily, jaká další tajemství skrývá jeho oceán a jaký mechanismus přispívá k jeho vnitřnímu ohřevu.

Obrázek: Schema kryovulkanismu na Enceladu. Zdroj: von NASA/JPL/Space Science Institute (saturn.jpl.nasa.gov) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Enceladus_%22Cold_geyser%22_Model.jpg?uselang=de

Prstenec E

Vodní páry, které unikají z jižního pólu Enceladu, se podílejí na vzniku Saturnova mlžného prstence E. Zásluhu na tom má nízká hmotnost a tedy i gravitace Enceladu. Úniková rychlost je na něm pouhých 866 km/h. Částečky, které jsou rychlejší, tedy mohou měsíc opustit a rozptýlit na oběžné dráze kolem Saturnu.

 Obrázek: Prstenec E a Enceladus, který ho zásobuje materiálem. Zdroj: podle NASA/JPL/Space Science Institute [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:E_ring_with_Enceladus.jpg?uselang=de

Prstenec E je jiný, než dalekohledy pozorovaná okrasa Saturnu (prstence A-D). Je daleko širší. Připomíná spíše mlžnou plochu, která se skládá z ledových a prachových částeček. Nacházíme v ní silikáty, oxid uhličitý a amoniak.
Jeho materiál se nemůže na oběžné dráze kolem Saturnu udržet déle než několik tisíc let. Je zjevně neustále doplňován výše popsanou geologickou aktivitou. Druhým mechanismem, který vynáší částečky hmoty z Enceladu na oběžnou dráhu Saturnu, jsou nárazy meteoritů a mikrometeoritů. Je to stejný princip, díky kterému vznikl velký prašný prstenec Saturnu, o kterém jsem psala v jednom z minulých blogů.

Příště: Saturnův měsíc Titan - existuje ve vzdálené části naší soustavy život?

Gravitační hrátky – jak vypadají zblízka Saturnovy prstence?

Saturnovy prstence se skládají převážně z ledu a menších kamenů. Netvoří přitom žádnou pevnou konstrukci. Každé z těchto větších, menších nebo dokonce miniaturních těles se kolem planety pohybuje po své vlastní dráze.

Navzájem se gravitativně ovlivňují, navíc reagují na elektrické výboje v blízkosti Saturnu. Sondy, které zkoumaly prstence zblízka, objevily řadu zajímavých anomálií, jako například ke středu Saturnu se sbíhajících „příček“.

Struktura prstenců

Systém prstenců protíná větší množství menších a větších mezer a předělů.
Nejkrásnější prstencový systém naší Sluneční soustavy je široký téměř milión kilometrů. Přitom je silný jen několik desítek až set metrů.
Saturnovy prstence se označují velkými písmeny v tom pořadí, v jakém byly objeveny. Jejich pořadí (bráno od planety směrem ven) tedy není bráno podle abecedy. Prstence mají pořadí D, C, B, A, F, G a E.
Na snímcích teleskopů většinou uvidíte prstence A a B, rozdělené tzv. Cassiniho předělem. Nanejvýš ještě zahlédnete Enckeho předěl v prstenci A. Daleko detailnější snímky k Zemi zaslaly sondy, které kolem Saturnu prolétaly, nebo dokonce pracovaly na jeho oběžné dráze. V roce 2006 tak objevila sonda Cassini slabý prachový prstenec vně hlavního systému, mezi prstenci F a G. Nachází se ve stejné oblasti jako dráhy měsíců Janus a Epimetheus. Vznikl nejspíše z jejich hmoty, která se na oběžnou dráhu dostala po srážkách těchto Saturnových měsíců s meteority a asteroidy.
Jak už jsem zmiňovala v minulém blogu, objevil vesmírný teleskop Spitzer v roce 2009 obří prstenec, který je tvořen z materiálu, vymrštěného z měsíce Phoebe. Tento prstenec má dokonce jiný sklon než Saturn. Může za to retrográdní a k rovině Saturnu nakloněná dráha právě tohoto měsíce. Ve viditelném světle není obří prstenec vidět vůbec – je příliš řídký a reflektuje proto málo světla.
Dnes víme, že se hlavní systém Saturnových prstenců skládá z více než 100 000 jednotlivých prstenů. Mají různou barvu a složení a navzájem jsou odděleny ostrými a znatelnými mezerami.
Nejvnitřnější prstenec začíná jen 7000 km nad povrchem planety. Pro srovnání průměr Saturnu je 120 000 kilometrů. Nejvzdálenější z viditelných prstenců má průměr téměř milión kilometrů.
Pohled na Saturnovy prstence ze Země se mění s periodou 14,8 let. Dvakrát za Saturnův rok prochází Země rovinu prstenců, takže pro pozemského pozorovatele zmizí. Během následujících 14,8 let pak můžeme pozorovat jinou Saturnovu polokouli, než tomu bylo před průchodem roviny jeho prstenců. Poslední takový průchod se konal v roce 2009.

 Obrázek: Struktura blízkých Saturnových prstenců. Zdroj: von NASA/JPL/Space Science Institute [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Saturn%27s_ring_plane.jpg?uselang=de

Měsíce - pastýři

Větší předěly jsou výsledkem gravitačního působení Saturnových měsíců. Efekt zesilují navíc ještě rezonance měsíců mezi sebou navzájem.
Přímo v předělech nebo na hranicích systému prstenců se nacházejí tzv. „pastýřské“ měsíce. Jejich gravitace zpomaluje nebo urychluje oběžné dráhy částeček, které se nacházejí ve stejné oblasti jako ony, takže je posunují na bližší nebo vzdálenější oběžnou dráhu. Tvoří tak svůj vlastní předěl a vytváří zároveň dva další prstence, ve kterých se koncentruje hmota, která byla původně součástí předělu.
Slavný Cassiniho předěl je vytvořen díky měsíci Mimas. V komplexním prstencovém sytému Saturnu ale nacházíme daleko více pastýřských měsíců. V prstenci A hraje stejnou roli měsíc Atlas, prstenec F „hlídají“ měsíce Prometheus a Pandora. Podobnou roli plní v systému prstnenců i měsíce Daphnis, Pan, Janus, Epimetheus a Aegaeon.

Prstenec A

 Obrázek: struktura prstence A. Zdroj: podle snímku von NASA/JPL/Space Science Institute (http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA11142) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Saturn_Rings_annotated.jpg?uselang=de

Prstenec A tvoří částice o průměru asi 10 m. Jeho vnější průměr je přibližně 280 000 km. Ve vzdálenosti 240 000 km se nachází Cassiniho předěl.

Obrázek: Cassiniho předěl. Zdroj: podle snímku von NASA/JPL/Space Science Institute (http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA11142) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Saturn_Rings_annotated.jpg?uselang=de

Za jeho vznik je zodpovědný Saturnův měsíc Mimas. Komplikovaným gravitačním vlivem, zesíleným rezonancí s jinými měsíci, vytváří mezeru mezi oběma hlavními prstenci. I když v něm ve skutečnosti pořád ještě obíhá větší množství kamenů, jeví se na snímcích Cassiniho proluka tmavá a prázdná.

Prstenec B

 Zdroj: podle snímku von NASA/JPL/Space Science Institute (http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA11142) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Saturn_Rings_annotated.jpg?uselang=de

Obrázek: stíny v prstencích. Zdroj: von NASA/JPL [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Voyager_2_-_Saturn_Rings_-_3085_7800_2.png?uselang=de

Na rozdíl od prstence A obsahuje prstenec B vedle tisíců tenkých prstýnků také protáhlé, radiální skvrny. Mohou dosáhnout úctyhodných rozměrů. Šířkou kolem 100 km a délkou až 20 000 km se řadí mezi největší atmosférické útvary, jaké u planet nacházíme.
Jako první je zaregistrovala sonda Voyager 2 v roce 1981. Později jejich existenci potvrdil vesmírný Hubbleův teleskop, následně ovšem záhadně slábly, až zmizely nadobro. Teprve od roku 1998 se začaly znovu sporadicky objevovat na astronomických snímcích. V roce 2005 je znovu pozorovala sonda Cassini.

 Obrázek: Saturnovy prstence a stín, který vrhají na planetu. Stín prstence B je nejsilnější. Zdroj: NASA / JPL¬Caltech / Space Science Institute, http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA14636

V roce 2006 předložili vědci teorii, která záhadný jev vysvětluje. Skvrny jsou tvořeny jen několika mikrometry velkými částečkami prachu. Ultrafialové záření Slunce a vznikající elektrostatické síly mění jejich stav, nutí je k levitaci, takže následně pozorujeme v Saturnových prstencích tmavé podlouhlé skvrny. Není vyloučeno ani působení elektrických výbojů v blízkosti planety. Podle sklonu Saturnu a úhlu, pod jakých na jeho prstence dopadá ultrafialové záření, se pak mění intenzita těchto zvláštních útvarů. Objevují se na zhruba osm let, by pak na šest až sedm let zmizely.
Šířka prstence B činí zhruba 30 000 km. Je nejtmavší, má největší tloušťku a je nejméně průhledný, jak ukazují téměř umělecky pojaté snímky sondy Cassini.

Prstenec C

Prstenec C je řidší než oba předchozí prstence. Obsahuje husté prstýnky, některé ve tvaru elipsy. Rozměr částic se pohybuje okolo 2 metrů. Je nazýván též krepový nebo závojový. Nejvíce propouští, ale i rozptyluje světlo. Přibližně ve tří čtvrtinách prstence C se nachází Maxwellova mezera, pojmenovaná po britském fyzikovi Jamesi Clerku Maxwellovi.

Obrázek: Prstenec C. Zdroj: podle snímku von NASA/JPL/Space Science Institute (http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA11142) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Saturn_Rings_annotated.jpg?uselang=de

Prstenec D

Obrázek: Prstence D (nahoře) a C (dole). Zdroj: NASA / JPL¬Caltech / Space Science Institute http://www.nasa.gov/jpl/cassini/pia18313/faint¬d¬ring

Je Saturnu nejbližší a je ještě průzračnější než prstenec C. Nachází se v něm totiž méně materiálu, který je navíc daleko jemnější. Velikost kamenů v prstenci D se odhaduje na zhruba 2 metry. Sonda Cassini má na konci své životnosti proletět právě tímto prstencem a plánovaně se zanořit do Saturnovy atmosféry.
Na výše ukazovaném souhrnném snímku prstenec D vidět není. Následující obrázek byl pořízen v únoru 2015 ze vzdálenosti 599 000 km s jinou citlivostí. Jeho světlá, dolní část zobrazuje prstenec C, který je na souhrnném snímku daleko tmavší. Díky vyšší citlivosti se podařilo zachytit i éterický prstenec D.

Obrázek: V souhrnném snímku prstenec D chybí – ztrácí se kvůli své malé intenzitě. Zdroj: podle snímku von NASA/JPL/Space Science Institute (http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA11142) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Saturn_Rings_annotated.jpg?uselang=de

Prstenec F

Obrázek: Prstenec F. Zdroj: podle snímku von NASA/JPL/Space Science Institute (http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA11142) [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Saturn_Rings_annotated.jpg?uselang=de

Obrázek: Měsíce-pastýři prstence F. Zdroj: NASA/JPL/Space Science Institute, http://www.nasa.gov/sites/default/files/images/156753main_image_feature_650_ys_full.jpg

Zajímavým úkazem je beze sporu slabý a v celém viditelném systému nejvzdálenější prstenec F. Podle snímků sondy Voyager je tvořen vzájemně se proplétající prstýnky. Díky interakci s měsíci-pastýři se v něm vytváří velké množství gravitativních stop, mezer a zahuštěných oblastí.
Na levém obrázku je vidět prstenec F a dva Saturnovy měsíce, které jsou zodpovědné za jeho strukturu. Pandora (vlevo) je planetě vzdálenější než Prometheus (vpravo) je bližší. Měsíce čas od času kříží dráhu prstence a vyvolávají v něm svou gravitací změny, které pak z tamního materiálu vytvářejí různě propletené a dobře viditelné hmotné struktury.

 Obrázek: Komplikovaná struktura prstence F, způsobená gravitačním vlivem měsíců Pandora a Prometheus. Zdroj: NASA / JPL¬Caltech / Space Science Institute, http://www.nasa.gov/sites/default/files/thumbnails/image/pia18337-1041.jpg

Prstenec E

Je téměř 300 000 km široký a obsahuje mikroskopicky malé částečky prachu a ledu. Záhadný obří a řídký prstenec E je jiný, než ostatní. Sdílí svou dráhu s měsícem Enceladus, který ho neustále doplňuje novou hmotou. V tomto případě to ale není materiál, který by z povrchu vyrazily srážky s kometami, tak jako je tomu u největšího a jen v infračerveném světle pozorovatelného obřího prstence, sdílejícího svou dráhu s měsícem Phoebe. Jedná se o hmotu, kterou vyvrhuje vulkanicky aktivní Enceladus ze svého nitra. Enceladus je velice zajímavý měsíc. Jevům, které u něj vědci pozorují, chci věnovat jeden z příštích blogů.

Obrázek: Prstenec E s měsícem Enceladus. Zdroj: NASA / JPL¬Caltech / Space Science Institute JPL, http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/?IDNumber=PIA08321

Příště: Ledový svět na okraji Sluneční soustavy - vulkány na Saturnově měsíci Enceladus

Jak vznikly Saturnovy prstence?

Jsou tím nejkrásnějším, na co se můžete ve Sluneční soustavě podívat. Uvidíte je dokonce i dalekohledem se 40-násobným zvětšením. Saturnovy prstence.

Je to jeden z nejlepších snímků, ne-li vůbec nejkrásnější snímek, jaký byl kdy při výzkumu Sluneční soustavy pořízen. Sonda Cassini prolétá kolem vzdálené obří planety a dostává se do jejího stínu. Kotouč Saturnu na chvíli zastíní naši centrální hvězdu, ta prozáří planetární prstence a ukáže je v celé jejich kráse. Úžasně fragilní, místy jen několik set metrů silný konstrukt z prachu, malých oblázků i větších balvanů, se rozzáří jemnými barvami, připomínající kávu s mlékem. Lemuje je mlžný namodralý prachový pás…

Obrázek: Zatmění Slunce Saturnem. Zdroj: von NASA/JPL/Space Science Institute [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Saturn_eclipse.jpg?uselang=de

Saturn je nejvzdálenější planetou Sluneční soustavy, kterou můžeme na nebi pozorovat pouhým okem. Jeho okrasné prstence okem ovšem už nezahlédnete.
Galilea Galilei, který jako první v roce 1610 namířil na planetu svůj nový teleskop, tedy čekalo velké překvapení. Na obou stranách kotouče Saturnu uviděl zvláštní světlé výrůstky, které tehdy neuměl definovat jinak, než "ucha". Na dalším obrázku je zobrazen Saturn v kvalitě, jaká odpovídá galileovskému teleskopu. Není divu, že pro velkého astronoma byly prstence původně jen záhadnými kotoučky po stranách vzdálené planety. Při pohledu z boku dokonce pro pozorovatele s tehdejší nedokonalou technikou nadobro zmizely.

Obrázek: Saturn, jak ho mohl vidět teleskopem Galileo Galilei (vpravo). Zdroj: https://de.wikipedia.org/wiki/Datei:Saturn_largest_ring_Spitzer_telescope_20091006.jpg

Christiaan Huygens předpověděl v roce 1659, že se jedná o veliký Saturnův prstenec. Giovanni Cassini v roce 1675 poprvé rozlišil svým vylepšeným teleskopem jeho strukturu - uviděl předěl mezi prstenci, které dnes nazýváme A a B.
Možná vám připadají tato jména povědomá. Není divu. Jejich jmény se dnes pyšní přístroje, které u vzdálené planety pracují.
Zatímco musely celé generace hádat, co má zvláštní úkaz u Saturnu znamenat, víme dnes díky moderním sondám velice přesně, jak Saturnovy prstence vypadají a z čeho se skládají.

Není planeta jako planeta

Pomineme teď případ Jupitera, jehož prstence jsou dotovány hmotou z jeho vlastních měsíců, jsou proto jen velice slabé a neznatelné. (Není vyloučeno, že podobné prstence existují nebo časově omezeny existovaly i kolem jiných blízkých planet po srážkách jejich měsíců s velkými asteroidy.)
Proč mají některé planety kolem sebe rozsáhlé prstence a jiné ne? Proč našli vědci prstenec dokonce kolem jednoho ze Saturnových měsíců a u jednoho vzdáleného asteroidu?
Nejrozsáhlejší a nejlépe pozorované planetární prstence v naší soustavě vlastní Saturn. Najdeme je ale také u ostatních velkých plynových planet a jeden z nich byl registrován dokonce u Saturnova měsíce Rhea a asteroidu Chariklo. Zdá se, jako by hlavním předpokladem pro tvorbu prstenců byla určitá vzdálenost od Slunce. Nacházíme je v rozmezí 8 – 20 AU (AU - astronomických jednotek, které se rovnají vzdálenosti Slunce-Země).

Měsíc nebo planetární prstenec? Co rozhoduje o jejich osudu?

Díky vysoké vzdálenosti od centra systému se zde hmota nachází v opravdu velice chladném stavu. Měření ukázala, že teplota prstenců Saturnu je kolem 70 K. U Uranu a Chariklo mohou vědci teplotu pouze odhadovat, ale jejich odhady přichází k podobnému výsledku.
Je to tedy nejspíše vliv teploty, která z původně „lepivého“ materiálu, sněhu, tvoří málo stabilní hmotu. Ta má spíše tendenci se rozpadat, než se sdružovat do větších objektů.
Tento jev se pak naplno projeví v blízkosti hmotného tělesa nebo velké planety, kde na materiál na oběžné dráze začnou působit slapové síly. Pokud objekt překročí tzv. „Rocheovu mez“, slapové síly ho roztrhají.
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). Je pojmenována podle francouzského astronoma Édouarda Rocheho, který ji teoreticky odvodil v roce 1848.
Každý druh hmoty má svou vlastní, specifickou Rocheovu mez a pevnost. Touto teorií se dá vysvětlit pozorovaný stav, kdy uvnitř dráhy prstenců obíhají pevné, kamenné měsíce a nejeví sebemenší ochotu se rozpadat na menší kusy.
Prstence kolem planet pozorujeme tedy jen ve vnějším Slunečním systému. V blízkosti Slunce panují vyšší teploty, ledová hmota má jiné vlastnosti, které jí dovolují sdružovat se s kamennou hmotou – a tvořit asteroidy, měsíce a planety.

Další z rodiny Saturnových prstenců

Obrázek, který máme zafixovaný v hlavě, a který ukazuje krásné prstence, rozdělené Cassiniho předělem, ovšem není kompletní. Při pohledu silnými a speciálními teleskopy objevili vědci ještě další, jiné prstence, které k této planetě patří stejně, jako jeho viditelná okrasa.
Je to tzv. „prstenec E“, který je neustále doplňován hmotou, pocházející ze Saturnova měsíce Enceladus. Prstenec E se nachází v rozmezí 180 000 – 480 000 km od planety, na snímcích Saturnu ho nerozeznáte, protože je příliš jemný.
V roce 2009 objevil teleskop Spitzer další, velice rozměrný prstenec. Spitzer, který pozoroval vesmír v infračerveném světle, už tehdy jen dosluhoval. Došla mu chladící hmota, takže se nemohl dál věnovat původním vzdáleným cílům. Vzhledem k tomu, že jeho přístroje fungovaly pořád ještě bezvadně, obrátili ho vědci na bližší cíle, u nichž mohl mít úspěch i bez intenzivního chlazení. Poté, co v infračerveném světle snímkovali blízkost Saturnu, čekalo na vědce velké překvapení: objevili existenci nového prstence. Rozkládá se mezi 6 a 16 milióny kilometrů od planety a je tvořen řídkým prachem. Na rozdíl od viditelných prstenců je hodně silný. Tloušťka odpovídá dvaceti průměrům Saturnu.

 Obrázek: Největší ze Saturnových prstenců, zachycený teleskopem Spitzer. Zdroj: https://de.wikipedia.org/wiki/Datei:Saturn_largest_ring_Spitzer_telescope_20091006.jpg

Jakým způsobem a z čeho vznikl tento prstenec? Zdrojem pro jeho hmotu je nejspíše Saturnův měsíc Phoebe, který se pohybuje uvnitř prstence. Při srážkách s asteroidy a kometami se pak jeho materiál dostává na oběžnou dráhu Saturnu. Překvapením bylo ovšem množství tohoto materiálu. Tak silný a mohutný, i když řídký prstenec nikdo nečekal.
Prstenec i Phoebe se pohybují kolem Saturnu jinak, než ostatní měsíce. Jejich dráha je silně skloněná a je retrográdní, Phoebe obíhá opačným směrem než jeho kolegové.

Iapetus je ... jen špinavý

Objev obřího prachového prstence udělal vědcům opravdu radost. Vyřešil totiž jednu dávnou záhadu, která se týkala jiného Saturnova měsíce – s názvem Iapetus. Ten vlastní záhadné zbarvení. Jedna jeho polovina je hodně světlá, druhá je zase naopak hodně tmavá. Nyní se záhadu podařilo vysvětlit tím, že Iapetus, na rozdíl od prachového prstence, obíhá kolem Saturnu „správným“ směrem. Díky své blízkosti k obřímu prachovému útvaru pak na své frontální straně neustále nabírá prachovou hmotu, která ho „špiní“ a způsobuje rozdílné zbarvení jeho polokoulí.

Stáří prstenců

Původní odhady vycházely z toho, že útvar, kroužící kolem Saturnu, nebude starší než několik set miliónů let. Pokud prstence vznikaly rozpadem blízkých těles a objektů, jsou příliš čisté, není v nich dostatečné množství později zachyceného prachu. Nová měření ukázala před několika lety, že celková hmota prstenců je daleko větší, než se předpokládalo. Prach, který se v nich usazuje, tedy nemůže zaujímat moc velkou část celku. Z jeho množství se tedy nedá usoudit na dobu, ve které prstence vznikly.
Stáří prstenců je dnes odhadováno na několik miliard let, vytvořily se tedy buď spolu s planetou nebo krátce po jejím vzniku.

Příště: Gravitační hrátky – struktura Saturnových prstenců