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.

Rhea: Saturnův měsíc nemusí planetě závidět prstence – má vlastní!

Jeden ze Saturnových měsíců se vymyká všemu, na co jsme ve Sluneční soustavě zvyklí. Rhea (jinak také Saturn V) je druhým největším měsícem v Saturnově rodině a jediným podobným tělesem, které má vlastní prstence.

Rhea byla objevena už v roce 1672 astronomem Giovannim Cassinim, jehož jméno nese sonda, která aktuálně zkoumá jak Saturn, tak jeho měsíce.
Jméno dostala Rhea po dceři řeckých bohů Uranu a Gaiy. Pojmenování Rhea jde na vrub britského astronoma Johna Herschela v roce 1847.

 Obrázek: Téměř umělecký snímek sondy Cassini: Rhea a Saturnův prstenec, na pozadí – Saturnova atmosféra. Zdroj: NASA/JPL/Space Science Institute, http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA10494

Oběžná dráha

Rhea obíhá Saturn ve střední vzdálenosti 527 040 km, která odpovídá zhruba čtyřnásobnému průměru planety. Jeden oběh jí trvá 108 hodin a 25 minut. Nachází se tak uvnitř Saturnovy magnetosféry.
Rhea je druhým největším Saturnovým měsícem. Její průměr je 1528 km. Hustota měsíce je pouze 1,24 g/cm3. Dává to tušit, že se skládá převážně ze zmrzlého ledu s jádrem ze silikátů. Albedo je spíše průměrné, odráží 65 % dopadajícího světla. Oproti jinám Saturnovým měsícům – Tethys a Enceladus je povrch Rhey spíše tmavý.
Povrchová teplota kolísá mezi -174 °C na osvětlené části a -220 °C v oblastech, ve kterých právě panuje noc.
Stejně jako řada jiných měsíců má i Rhea tzv. „vázanou rotaci“. Znamená to, že se otočí kolem své osy za stejnou dobu, za kterou oběhne kolem své mateřské planety. Podobné chování vidíme i u pozemského Měsíce. Rotační osa je vychýlená jen o 0,029 stupně – je tedy prakticky kolmá na rovinu oběhu kolem Saturnu.

Povrch Rhey

Obrázek: Téměř umělecký snímek sondy Cassini: Rhea a Saturnův prstenec, na pozadí – Saturnova atmosféra. Zdroj: NASA/JPL/Space Science Institute, http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA10494

Jak je vidět na obrázku Rheyina povrchu, vlastní tento měsíc jednu světlou a jednu tmavší polokouli. Podobně je na Saturnův měsíc Dione, který má navíc ještě obdobné vlastnosti jako Rhea. Zjevně jsou oba příbuzné a sdílí už delší dobu podobné osudy.

Obrázek: Rhea. Zdroj: NASA/JPL/Space Science Institute, http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07763

Vázaná rotace Rhey dělí její povrch na dva různé regiony. Přední část (tedy ta část, která leží ve směru pohybu měsíce) je plná kráterů, na zadní části povrchu nacházíme i kanály a jiné stopy po kryovulkanismu.
Stejně jako na Jupiterově měsíci Kalisto nenacházíme na měsíci Rhea vysoké valy, které jsou typické pro okolí kráterů třeba na našem Měsíci. Vysvětlení je jednoduché – led, ze kterého se skládá Rheina povrchová krusta, může na rozdíl od kamene pod tíhou valů povolit a nechá je poklesnout.

Obrázek: počítačová simulace kráterů Izanagi (větší) a Izanami (menší), které se částečně překrývají. Zdroj: NASA, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Crater_on_Rhea.jpg

V oblasti rovníku byl na Rhee zaregistrován zvláštní jev: nachází se zde jen 10 km široký světlý pás. Ten je tvořen nejspíš čerstvým a velice světlým ledem. Obrázek ukazuje povrch Rhey, na kterém je tento světlý pás pro větší názornost uměle zabarven do modra. Světlé částečky pocházejí s největší pravděpodobností z Rheyiných prstenců. Ano – čtete správně – Rhea je jediným nám známým měsícem, který má své vlastní prstence.

Obrázek: Světlý pruh na rovníku Rhey je tvořen částečkami čerstvého ledu. Pochází s největší pravděpodobností z Rheiyných prstenců. Zdroj: NASA/JPL/Space Science Institute/Universities Space Research Association/Lunar & Planetary Institute, NASA / JPL / SSI http://saturn.jpl.nasa.gov/photos/imagedetails/index.cfm?imageId=3901

Měsíc s prstenci

Data, která nasbírala sonda Cassini v Rheyině blízkosti, ale ukazují, že se kolem ní pohybuje prstenec z kamenů velkých až 1 metr. V určité vzdálenosti od měsíce se pohybují menší částečky a prach. Sonda zde zaregistrovala také snížení koncentrace elektronů ze Saturnovy magnetosféry.
Je tedy téměř jisté – Rhea má svůj vlastní prstenec! Odlišuje se tím od všech nám známých měsíců Sluneční soustavy.

Obrázek: Rhea a jeho prstence. Zdroj: NASA/JPL/JHUAPL, http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA10246

Na obrázku vidíte umělecké pojetí kruhu trosek kolem měsíce Rhea. Zatím se nepodařilo pořídit odpovídající reálnou fotografii.Rhea má při pozorování ze Země zdánlivou velikost 9,7 magnituty, je viditelná jen v teleskopu s deseticentimetrovým nebo větším objektivem. Světlo, odražené prstenci, je samozřejmě daleko slabší..Jediný, kdo by mohl úžasnou fotografii Rheyiných prstenců vytvořit, je tedy sonda Cassini, která by se musela dostat do odpovídajícího úhlu za měsícem, kdy skrz prstence prochází sluneční světlo.

Obrázek: Hustota materiálu kolem měsíce Rhea a Tethys. Zdroj: Geraint Jones, [Public domain], via Wikimedia Commons, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Rhean_rings_(MIMI,_Jones).jpg

Cassini nemůže sice pozorovat prstence přímo, může ale provádět různé vědecké experimenty. Měření ukázala, že má Rhea prstence dokonce tři. Obrázek ukazuje graf, na kterém je zaznamenána hustota částeček v blízkosti Rhey a jejich porovnáním s částečkami v okolí jiného Saturnova měsíce - Tethys.
Rhea má kyslíkovou atmosféru
Při svém průletu kolem Rhey zaznamenala sonda Cassini v roce 2010 stopy kyslíku a oxidu uhličitého. Jsou tak slabé, že nebyly potvrzeny dříve, než při tomto jen 97 km od povrchu měsíce vzdáleném přeletu.
Slabá atmosféra není na měsíci rozložena rovnoměrně. Na Slunci přivrácené straně je znatelně hustší než na straně noční. Kyslík tu s největší pravděpodobností vzniká rozkladem molekul vody na povrchu měsíce díky elektromagnetickému záření. Oxid uhličitý bude nejspíš produktem chemické reakce mezi kyslíkem a uhlíkatými příměsemi povrchového ledu, nebo pochází z nitra Rhey a do atmosféry se uvolnil při geologických aktivitách. Na noční straně je ho znatelně méně – nejspíše proto, že tu díky hodně nízké teplotě už kondenzuje.

Výskyt kyslíkové atmosféry u Rhey není příliš šokující. S podobnými atmosférami se setkali vědci už i u Jupiterových měsíců Europa a Ganymed. Všechna tři tělesa mají podobnou stavbu – jsou to zamrzlé vodní světy. Všechna tři se nacházejí uvnitř magnetosféry své planety, jsou tedy podrobena intenzivnímu bombardování nabitými částicemi. Dá se tedy spekulovat o tom, že i ostatní ledové měsíce Saturnu mohou mít vlastní, velice řídkou atmosféru z kyslíku a oxidu uhličitého. Jednalo by se především o Dione, sesterský měsíc Rhey, který je jí hodně podobný a v minulosti s Rheou nejspíše sdílel stejné osudy.

Rhea a Dione jsou tedy dva ze Saturnových měsíců, které by přicházely v úvahu, pokud by lidstvo hledalo v blízkosti Saturnu zdroje kyslíku. Pokud se jednoho dne rozhodneme dobýt vzdálenou Sluneční soustavu, najdeme na Saturnových měsících dost materiálu, který je vhodným palivem – Titan má zásoby metanu, nejméně dva ze zbylých Saturnových měsíců mohou dodat kyslík.
Cestám do vesmíru už tedy stojí v cestě jen finanční stránka věci a několik technických „drobností“.
Držme palce, aby byly brzo vyřešeny.

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.