Objev Jupiterových měsíců

Objev Jupiterových měsíců  k prvnímu pozorování měsíců u jiné planety došlo 7. ledna 1610  Galileo Galilei (1564-1642) objevil u Jupiteru Io, Europu a Callisto, objev Ganymeda následoval o šest dní později

 pozorování neodpovídalo geocentrickému vnímání světa, jelikož měsíce obíhaly kolem Jupiteru a nikoliv kolem Země  Galileo viděl v Jupiteru a jeho měsících obdobu uspořádání planetárního systému

Měsíce ve Sluneční soustavě  kromě Venuše a Merkuru mají měsíc či měsíce všechny zbývající planety  početné rodiny měsíců jsou typické zejména pro plynné a ledové obry  jaké měsíce ve Sluneční soustavě nalezneme?

Velké a hmotné měsíce  vyskytují se především u obřích planet  obíhají kolem mateřské planety v prográdním směru po téměř kruhových drahách  rovina oběhu je skloněna vůči rovině planetárního rovníku jen nepatrně

Malé a drobné měsíčky  obíhají mateřské planety ve větších vzdálenostech než obří měsíce  oběh je zpravidla retrográdní  mají nepravidelné oběžné dráhy s velkou excentricitou a sklonem

Původ měsíců  čím je dána odlišnost dvou zmíněných skupin měsíců?  jejich původem…

Vznik velkých měsíců  pravidelné uspořádání (prográdní oběh, oběžné dráhy ležící v ekvatoriální rovině mateřské planety, nízká excentricita oběžných drah) není náhodné  všechny velké měsíce obřích planet (až na Triton) obíhají v prográdním směru

Vznik měsíců z protosatelitního disku  způsob pohybu měsíců kolem mateřské planety je vodítkem k jejich původu  protosatelitní (či protoměsíční)disk můžeme chápat jako analogii protoplanetárního disku  obsahoval plyn, prach i planetesimály  mohl být tvořen jak materiálem samotného proplydu, tak již z části diferenciovaným materiálem, jehož složení odpovídalo vnější obálce dané obří planety

Moment hybnosti systému  na rozdíl od Sluneční soustavy, kde je většina momentu hybnosti soustředěna v obíhajících planetách, je moment hybnosti v systému měsíce-planeta soustředěn v rotující centrální planetě

Vznik protosatelitního disku Pod vlivem obří planety  výchozím stavebním materiálem byla látka, která nebyla využita při stavbě planety  gravitační interakce s mnohem masivnější planetou rozprostřely oblak zárodečného materiálu do podoby širokého a úzkého disku v ekvatoriální rovině planety  disk rotoval prográdně (ve stejném směru jako planeta)

Akrece velkých měsíců  probíhala velice rychle v řádu tisícovek let

 tělesa dosáhla průměru několik tisíc kilometrů  při akreci se uvolňovalo velké množství tepla, měsíční nitra se mohla zahřát na teplotu až 700 °C

 ve větších vzdálenostech byla akrece pomalejší (méně materiálu, menší pravděpodobnost srážek)  přebytečný plyn byl z rodícího se planetárního i měsíčního systému odstraněn, jakmile Slunce vstoupilo do období hvězdy typu T Tauri

Co nám řeknou hustoty Galileovských měsíců? Větší vzdálenost, menší hustota  pokud srovnáme střední hustoty Galileovských měsíců, zjistíme, že klesají se vzdáleností měsíce od mateřské planety  Io (3,53 g/cm3), Europa (3,01 g/cm3), Ganymedes ( 1,94 g/cm3), Callisto (1,83 g/cm3)  příčinou je klesající obsah vodního ledu a dalších těkavých látek uvnitř měsíců

Horký Jupiter  při formování planety Jupiter akrecí se uvolňovalo velké množství energie  Jupiter měl mnohem vyšší (vlastní) svítivost než dnes  materiál z okolí Jupitera proudil do jeho vnější obálky a zahříval ji  teplo vyzářené planetou zahřívalo také protosatelitní disk  těkavé látky se začaly vypařovat a unikaly do okolí

Výsledek?  Io o vodu přišel úplně (majoritní byl ovšem vliv soustavné vulkanické činnosti)  Europa a Ganymedes mají diferenciovanou vnitřní strukturu (led/kapalina/jádro)  Callisto je nediferenciovaný

Velké ledové měsíce ostatních obřích planet Nedostatek tepla  u Saturnu, Uranu a Neptunu k podobnému jevu nedošlo, většina jejich velkých měsíců má ledový charakter, neexistuje pokles střední hustoty těles v závislosti na jejich vzdálenosti od mateřské planety  příčinou je menší velikost planety a tím pádem i nedostatek tepla uvolněného při jejím vzniku  materiál v protosatelitním disku se neprohřál tolik jako u Jupiteru

Enceladus

Triton Titan

Měsíce středních rozměrů Slepené měsíce  jestliže je průměr měsíce, složeného z horniny nebo ledu a horniny, menší, než několik stovek kilometrů, bude mít měsíc spíše nepravidelný tvar (gravitační působení zakulatí pouze větší tělesa)  z dílčích fragmentů jsou slepeny zejména menší měsíce na vnitřních oběžných drahách

 v blízkém okolí planety se nachází řada planetesimál, což vede k častějším srážkám  nízká hustota svědčí o tom, že jsou měsíce z výše uvedené kategorie slepeny z drti hornin a ledu (např. Jupiterova Amalthea nebo Saturnův Hyperion)  některé měsíce mohly být v minulosti rozbity při srážkách a následně se opětovně zformovaly (např. Saturnův Enceladus)

Hyperion

Malé měsíce na periferii  druhou skupinou jsou měsíce obíhající ve velké vzdálenosti od mateřské planety, na nepravidelných, často značně excentrických drahách s vysokým sklonem  oběh je zpravidla retrográdní (u Saturnu například 20 drobných měsíčků), měsíce mají malé rozměry a nízkou hmotnost  z parametrů oběžných drah lze opět usuzovat na způsob jejich vzniku

Gravitační záchyt  měsíce byly s největší pravděpodobností zachyceny mateřskou planetou  dříve se pohybovaly po heliocentrických drahách  záchyt je snazší, pokud se těleso pohybuje pomaleji (tedy ve větší vzdálenosti od mateřské planety)  často dochází k interakci nejen s mateřskou planetou, ale také s dalším, třetím tělesem (např. s dalším měsícem)

Záchyt postupným brzděním  je možné, že tělesa, jež se zbrzdila při záchytu plynu z okolí mladé protoplanety, mohla později vytvořit některé měsíce  většinu takto zbrzděných objektů ovšem pohltila formující se planeta

Phoebe

Svérázný Triton Návštěvník z Kuiperova Pásu?  největší měsíc Neptunu, hmotnost 1,6krátvětší než Pluto  obíhá retrográdně  pravděpodobně jediný z velkých měsíců, který byl mateřskou planetou zachycen a nevzniknul z protosatelitního disku  zřejmě pochází z Kuiperova pásu, podobně asi vypadají transneptunická tělesa  po záchytu byla Tritonova oběžná dráha více excentrická a měla výrazně větší sklon vůči ekvatoriální rovině planety  gravitační interakce a slapové působení mezi Neptunem a Tritonem však během cca. 500 milionů let dráhu změnily

 v současnosti má oběžná dráha téměř kruhový tvar  vlivem slapů zřejmě došlo také k vnitřní diferenciaci původně stejnorodého tělesa

Svérázný Triton Kolize a záchyt  záchytu Tritonu mohla předcházet srážka s jedním (nebo i více měsíci), jejichž hmotnost činila pouze jednotky procent hmotnosti Tritonu

 mohlo dojít k narušení oběžných drah ostatních měsíců – měsíc Nereid je toho možná dokladem, jeho oběžná dráha je totiž značně excentrická

Binární těleso?  podle alternativní teorie mohl být Triton jednou složkou binárního systému, jenž pocházel z Kuiperova pásu  binární systém byl narušen Neptunem, došlo ke snížení rychlosti Tritonu a jeho následnému záchytu  druhé těleso bylo naopak urychleno a po gravitačních interakcích s dalšími obřími planetami vymrštěno ze Sluneční soustavy

Měsíce terestrických planet  terestrické planety ve svém okolí pravděpodobně nikdy neměly dostatek materiálu, ze kterého by mohly vzniknout větší měsíce

Venuše a Merkur  případnému zformování měsíců zabránila absence stavebního materiálu a gravitační vliv Slunce

Země  poměr hmotností Země a Měsíce je extrémně malý a ve Sluneční soustavě je zcela ojedinělý

 Měsíc vzniknul při srážce Země s tělesem o velikosti Marsu

Mars  Marsovy měsíčky Phobos a Deimos připomínají na první pohled malá tělesa z hlavního pásu planetek  jejich albedo svědčí o tom, že nepochází z vnitřních partií hlavního pásu planetek (na to jsou příliš tmavé), ale spíše z vnějšího okraje, odkud byly vypuzeny vlivem Jupiteru  mají podobné složení jako C třída planetek

Hillova sféra  oblast přibližně sférického tvaru okolo daného tělesa, např. kolem Slunce či planety, v níž má těleso dominantní gravitační vliv na pohyb menších těles  u Země má Hillova sféra průměr přibližně 3 miliony kilometrů  všechny dlouhodobě stabilní oběžné dráhy kolem planet leží uvnitř Hillovy sféry  v Hillově sféře se pohybují také všechny původní (nezachycené) měsíce planet  pokud do Hillovy sféry vstoupí nějaké těleso (například kometa) malou rychlostí, může zůstat dočasně gravitačně vázáno na planetu

Rocheova mez  udává minimální vzdálenost tělesa (např. měsíce, komety) od planety, ve které ještě nebude roztrháno jejími slapovými silami  teoreticky odvozena v roce1848 Édouardem Rochem (1820-1883)

Velikost Rocheovy meze  závisí na hmotnosti planety a soudržnosti tělesa, které je vystaveno slapovým silám  protože reálná tělesa (Měsíce, komety apod.) nedrží pohromadě pouze gravitací, ale také prostřednictvím kohezních (soudržných) sil, závisí hodnota Rocheovy meze i na typu materiálu, z něhož je dané těleso vytvořeno Těleso:

Rocheova mez:

Země

18 470 km

Jupiter

175 000 km

Saturn

147 000 km

Uran

62 000 km

Neptun

59 000 km

 Rocheova mez odpovídá přibližně 2,5násobku poloměru planety

Rocheova mez u planet Jupiter  kometa Shoemaker-Levy 9 překročila 7. července 1992 Rocheovu mez a rozpadla se na 25 větších úlomků, jež posléze zasáhly Jupiter (viz přednáška Atmosféry planet II – Obří planety)

Saturn  pokud by Saturn obklopoval kulový oblak částic, ztrácely by částice v důsledku vzájemných srážek v oblasti Rocheovy meze energii a zpomalovaly by se  během jednoho roku by částice vytvořily v ekvatoriální rovině planety tenký prstenec  uvnitř Rocheovy meze leží jasné prstence Saturnu A, B a C

fragmenty komety Schoemaker-Levy 9

Planetární prstence Historické mezníky  1610, Galileo Galilei poprvé pozoroval prstence u Saturnu a nevěděl o tom  1655, Christiaan Huygens (1629-1695) zjistil, že se jedná o prstence  1675, Giovanni Domenico Cassini (1625-1712) objevil tmavé dělení v prstencích  1859, James Clerk Maxwell (18311879) matematicky dokázal, že prstence Saturnu nemohou být spojité desky, ale musí být složeny z velkého množství drobných částic, obíhajících kolem planety různou rychlostí dle Keplerových zákonů

 1977, při zákrytu hvězdy Uranem objeveny Uranovy prstence  1979, Voyager 1 objevil Jupiterovy prstence  1980, při zákrytu hvězdy Neptunem objeveny Neptunovy prstence

Pozorování Saturnu před Huygensem: I – Galileo, 1610. II – Scheiner, 1614. III – Riccioli, 1641-1643. IV-VII – Hevelius. VIII a IX – Riccioli, 1648-1650. X – Divini, 1646-1648. XI – Fontana, 1636. XII – Gassendi, 1646. XIII – Fontana a další, 1644-1645.

Vznik prstenců Význam Rocheovy meze  většina materiálu prstenců se nachází za Rocheovou mezí  vznik prstenců úzce souvisí se slapovým působením mateřské planety  prstence pravděpodobně vznikly z tělesa, které se dostalo za Rocheovu mez a bylo roztrháno slapovými silami na kusy  mohlo jít o některý z měsíců či nějaký bludný objekt (transneptunické těleso, kometu atd.)  vzniklé fragmenty se pohybovaly po velice blízkých oběžných drahách, narážely do sebe a dále se tříštily  akreci materiálu bránily slapové síly

 tříštění probíhalo stovky milionů let, během tohoto období získala většina částic průměr do jednoho metru  konkurenční teorie: prstence jsou materiálem protoplanetárního disku, který se nestihnul spotřebovat při stavbě planety anebo vznikly při srážce dvou měsíců (viz dále)

Srovnání prstenců Saturnu, Jupiteru, Uranu a Neptunu

dR – Rocheova mez pro tělesa s hustotou 1000 a 2000 kg/m3, sync orbit – synchronní oběžná dráha

Planetární prstence  prstence se vyskytují u všech obřích planet  prstence jednotlivých planet se v mnoha ohledech výrazně liší  všechny prstence jsou poměrně rozsáhlé

Společné vlastnosti  prstence leží v ekvatoriální rovině planety  všechny hlavní prstence jsou vždy uvnitř Rocheovy meze  jsou tvořeny velkým množstvím drobných částic, typickým rozměrem jsou mm, jen ojediněle přesáhne průměr částic 1 m  vertikální rozsah prstenců je v řádu desítek metrů (např. Saturnovy prstence mají tloušťku maximálně 100 m a jejich hmotnost odpovídá cca. 10-5 násobku hmotnosti Země)  částice prstenců mají vázanou rotaci

Rozdíly mezi prstenci Složení prstenců  Jupiterovy prstence jsou tvořeny velmi jemným materiálem, který obsahuje spíše křemičitany a jen málo těkavých látek jako je např. vodní led  částice Saturnových prstenců naopak obsahují především vodní led s příměsí kamenného materiálu  příčina: teplota ve vnitřních částech protoplanetárního disku – v blízkosti Jupiteru byla vyšší, než v okolí Saturnu, proto došlo k úniku těkavých látek a zůstaly zejména křemičitany

Velikost částic v prstencích  zatímco částice Saturnových prstenců mají typické rozměry v rozmezí 0,01-1 m, částice Jupiterových prstenců jsou mnohem menší  příčina: přítomnost vodního ledu v okolí Saturnu umožnila vznik větších částic

A co Uran a Neptun?  o jejich prstencích toho příliš mnoho nevíme  podobně jako Saturnovy prstence budou obsahovat vodní led i křemičitany  jsou velice tmavé, což může být způsobeno přítomností tmavých uhlovodíků

Gravitační efekty uvnitř prstenců  pokud se částice nacházejí na tzv. synchronní oběžné dráze (oběžná doba částic je stejná jako doba rotace planety), nic se neděje  jestliže částice obíhají po bližších oběžných drahách, je jejich oběh rychlejší než rotace planety, v důsledku čehož jsou brzděny a spirálovitě se pohybují směrem k planetě  jestliže se částice nacházejí na vzdálenějších oběžných drahách, je jejich oběh pomalejší než rotace planety, urychlují se a spirálovitě se vzdalují od planety  výsledkem je úbytek materiálu prstenců  jelikož jsou menší částice doplňovány do prstenců rychleji, dochází zároveň k diferenciaci prstenců podle velikosti částic

Negravitační efekty uvnitř prstenců  uplatňují se především u menších částic prstenců o mikrometrových velikostech

Poyntingův-Robertsonův efekt  částice prstenců jsou zpomalovány srážkami s fotony, které dopadají především na jejich čelní stranu  výsledkem je spirálovitý pohyb směrem k planetě a následné pohlcení částic planetou  díky P-R efektu je ve vnitřních, okrajových partiích prstenců zastoupeno menší množství částic s rozměry typickými pro prstence (mm)  menší částice jsou totiž zpomalovány rychleji než větší částice, a proto se i rychleji dostávají do blízkosti planety

Elektromagnetické efekty  některé částice prstenců mají díky interakcím s nabitými ionty a elektrony (běžně se v oblasti prstenců vyskytují) elektrický náboj  tyto nabité částice jsou ovlivňovány nejen magnetickým polem mateřské planety, ale také elektrickým a magnetickým polem okolních nosičů náboje

Srážky s mikrometeority  postupně obrušují a tříští částice prstenců, takže se částice zmenšují a zanikají

Stáří prstenců  stáří prstenců je obtížně stanovitelné a jednotlivé prstence planety mohou být různě staré  určující je zejména celkové množství a rozložení materiálu v prstencích a míra jejich ztmavnutí  potíže působí také soustavné obnovování některých prstenců, jež jsou dopovány částicemi (např. z některých měsíců)

Tmavnutí prstenců  je vyvoláno bombardováním mikrometeority, jež také přispívá k celkové destrukci částic prstenců  částice v prstencích mohou být „recyklovány“ vzájemnými srážkami, při nichž se obnovuje světlý ledový povrch, není tedy jasné, zda jsou prstence staré desítky milionů let či několik miliard let

Profil prstenců  využít lze také struktury prstenců, pokud jsou velmi úzké (jako třeba u Uranu), znamená to, že jsou relativně mladé a nestačily se zatím příliš rozprostřít do okolního prostoru

Doplňování prstenců  Jupiterův prstenec obsahuje tak málo částic, že by měl zaniknout během 1000 let  částice jsou do prstence doplňovány vulkanickou činností měsíce Io

Saturnovy prstence

Saturnovy prstence Rozměry prstenců a velikost částic  systém hlavních prstenců (A, B, C a D) je široký asi 480 000 km  typický vertikální rozsah prstenců je asi deset metrů (někde možná i méně), maximální tloušťka činí 150-200 m  průměrná velikost částic dosahuje jednotek milimetrů až centimetrů, přítomny jsou ale i částice o průměru 10 či 20 m  hustota částic činí asi 1 g/cm3, což odpovídá vodnímu ledu nebo zrníčkům křemičitanů, která jsou obalena vodním ledem  materiál prstenců by vytvořil těleso o průměru asi 500 km  částice u vnitřního okraje prstenců oběhnou Saturn jednou za 4,9 h, u vnějších partií prstence E trvá oběh až 2 dny

Objev sondy Cassini  prstence A a B obsahují výrazně více částic, než se předpokládalo, jejich hmotnost tak může být až třikrát větší

Hlavní Saturnovy prstence

Saturnovy prstence Prachové prstence E, F a G  velikost částic v těchto prstencích se pohybuje od 0,1 do 10 mm (typicky 1 mm)  prstenec E má vertikální rozsah několik tisíc kilometrů a vypadá spíše jako oblak  jemný prach uvnitř prstence E pochází nejspíše z kryovulkanické činnosti měsíce Enceladu

Saturnův prachový prstenec E

Surový snímek prstence E byl pořízen sondou Cassini v roce 2006, na snímku jsou patrné také měsíce Tethys a Enceladus.

Saturnovy prstence Mezery v prstencích a pastýřské měsíce  struktura prstenců je do značné míry ovlivněna přítomností tzv. pastýřských měsíců  tyto měsíce udržují, podobně jako pastýřští psi své ovečky, materiál prstenců pohromadě  uplatňují se gravitační rezonance mezi měsíci a částicemi prstenců, například: Mimas – vnější okraj prstence B (gravitační rezonance 1:2) Mimas – Tethys (gravitační rezonance 2:1, zpevnění struktury prstenců) Cassiniho dělení (důsledek gravitační rezonance mezi měsícem Mimas a částicemi prstence B)  na druhou stranu, vnitřní okraj prstence A, hranice prstenců B-C či vnitřní okraj prstence C žádnou rezonanci s konkrétními měsíci nevykazují…

Saturnovy prstence Cassiniho dělení  tmavá mezera v prstencích oddělující prstence A a B, je široká 4 500 km  díky gravitačnímu vlivu měsíce Mimas nejsou v této oblasti ve větší míře přítomny částice prstenců

Saturnovy prstence Vliv pastýřských měsíců na prstence F a G  zvlněný charakter jasné části prstence F mají na svědomí měsíčky Prometheus a Pandora obíhající po vnější a vnitřní straně prstence  drobné vlnky a nepravidelnosti v prstencích

Měsíček Panodara a Saturnův prstenec F (Cassini, 2005).

Na animaci je zřetelný vliv pastýřských měsíčků Promethea a Pandory na prstenec F. Prometheus obíhá u vnitřního okraje prstenců, Pandora u vnějšího (Cassini, 2005).

Saturnovy prstence  shluky jemných ledových částeček uvnitř prstence F má na svědomí gravitační působení Saturnova měsíčku Promethea  útvary vzniklé shluknutím částic mají až 20 kilometrů v průměru

Saturnovy prstence Zvláštní útvary v prstenci A  svým tvarem připomínají listy lodního šroubu  příčinou jsou nejspíše drobné měsíčky s rozměry pod 100 metrů v průměru, kterých může být v prstenci A až deset milionů

Popsané útvary, připomínající listy vrtule, jsou patrné na snímcích zcela vpravo a jejich průměr činí přibližně 5 kilometrů. Na zbývajících fotografiích je znázorněna poloha těchto struktur uvnitř prstence A. Všechny fotografie pořídila sonda Cassini 1. července 2004.

Saturnovy prstence Tmavé vzory v prstencích  tmavé struktury připomínající špice uvnitř kola, mají klínovitý tvar  existují pouze několik hodin, jedná se o oblak drobných, elektricky nabitých zrníček (vznikajících při impaktech meteoritů o centimetrových až metrových rozměrech), která se pohybují napříč prstenci

Cassini, 2008

Saturnovy prstence – tmavé vzory

Největší Saturnův prstenec  byl objeven 6. října 2009 Spitzerovým vesmírným dalekohledem v IČ oblasti spektra a tvoří jej jemné prachové částice, jež se nejspíše uvolňují z měsíce Phoebe při impaktech mikrometeoritů  vůči rovině Saturnova rovníku je prstenec skloněn o 27° a nachází se ve vzdálenosti 128-207 poloměrů Saturnu (Měsíc Phoebe obíhá ve vzdálenosti 215 poloměrů Saturnu)  směrem od planety se prstenec rozprostírá až do vzdálenosti 300 poloměrů Saturnu a směrem k planetě hraničí s oběžnou dráhou měsíce Japetus, jež kolem Saturnu obíhá ve vzdálenosti 59 poloměrů Saturnu, šířka prstence tak činí cca. 241 poloměrů Saturnu

 tloušťka prstence dosahuje cca. 20ti násobku průměru planety Saturn, na pozemské obloze by měl prstenec průměr jeden úhlový stupeň!  částice prstence by měly obíhat Saturn retrográdně, podobně jako měsíc Phoebe vertikální profil prstence v IČ

Největší Saturnův prstenec Japetus

 materiál prstence pravděpodobně migruje směrem k Saturnu v důsledku Poyntingova-Robertsonova efektu a špiní tak „návětrnou“ stranu měsíce Japetus, který obíhá prográdně  na tmavých místech Japetu (rovníkové oblasti a „návětrná“ polokoule) přednostně sublimuje vodní led, jenž následně vymrzá nad chladnějšími partiemi měsíce (polární oblasti a odvrácená polokoule) do světlé povrchové vrstvy, čímž se ještě navyšuje kontrast mezi hemisférami Japeta

Phoebe

 měsíc Phoebe je pravděpodobně zachyceným tělesem z rodiny Kentaurů z Kuiperova pásu, svědčí o tom i sklon oběžné dráhy Phoebe vůči Saturnově rovníku, retrográdní oběh kolem planety a netradičně nízké albedo 0,06 (nižší než albedo sazí) netypické pro ostatní Saturnovy měsíce, jejichž povrch je pokryt spíše světlejším ledem  zdá se, že částice prstence jsou mimo jiné zodpovědné i za tmavou barvu měsíce Hyperion Hyperion

Jupiterovy prstence

Jupiterovy prstence na obarveném snímku ze sondy Voyager 2, fotografie byla pořízena v roce 1979.

Jupiterovy prstence  velmi tenký prstenec se zanedbatelnou hmotností  hlavní prstenec má průměr asi 250 000 km a tloušťku 6 500 km  částice tvořící prstence mají rozměry v řádu mm  uvnitř prstence obíhají měsíce, například Metis či Adrastrea

 Jupiterovy prstence jsou podobné prstencům F a G u Saturnu  dochází k úbytku částic Poyntingovým-Robertsonovým efektem  částice jsou do prstenců doplňovány • vznikají při impaktech meteoroidů na blízkých měsících

• mají původ ve vulkanické aktivitě měsíce Io

Jupiterovy prstence

Snímek Jupiterových prstenců pořízený sondou Galileo.

Uranovy prstence  devět úzkých prstenců leží uvnitř rozsáhlé vodíkové atmosféry Uranu  šířka prstenců od 1 do 12 km  tloušťka 7-20 m  tmavě šedá barva, albedo odpovídá uhlíkatým chondritům  částice uvnitř prstenců jsou velmi malé, průměr asi 1 mm  existují také méně nápadné prachové prstence  pokud by se všechen materiál prstenců sbalil dohromady, vytvořil by těleso o průměru 150 km

Uranovy prstence na snímku ze sondy Voyager 2, fotografie byla pořízena v roce 1986.

Uranovy prstence

Změna sklonu Uranových prstenců v průběhu let 2003-2007 zachycená HST.

Neptunovy prstence

Snímek Neptunových prstenců pořízený sondou Voyager 2 v roce 1989.

Neptunovy prstence  celkem pět prachových prstenců  tři úzké (pojmenované Adams, Le Verrier a Arago)  dva široké (Galle a Lassell)  velmi nízké albedo  téměř zanedbatelná hmotnost, která odpovídá 1% hmotnosti Uranových prstenců  v Adamsově prstenci existují tři zvláštní, hustší části, které se nacházejí v rozestupech 4°, 4° a 10° od sebe

Neptunovy prstence pohledem sondy Voyager 2 (1989).

Jak je to tedy s prstenci?  pro vznik prstenců neexistují žádná obecná pravidla, jde spíše o náhodný proces, máme tedy štěstí, že žijeme v období, kdy prstence existují? Nevíme…  prstence by neměly být dlouhodobě stabilní, jejich životnost je odhadována na stovky milionů let, během kterých by měly být zcela pohlceny planetou

Vznik Saturnových prstenců  starší teorie: prstence nejspíše vznikly před několika desítkami milionů let rozpadem některého z měsíců dané planety, popřípadě záchytem a následnou destrukcí ledového tělesa typu transneptunický objekt, kometa apod.

 výše uvedený předpoklad vysvětluje jak různorodý charakter prstenců (barva, složení), tak i stáří  novější teorie: prstence vznikly velmi dávno, před několika miliardami let při srážce dvou či více Saturnových měsíců nebo při srážce Saturnova měsíce s kometou či transneptunickým tělesem, problémem však je, že zastoupení horniny v Saturnových prstencích neodpovídá běžnému zastoupení horniny v měsících (prstence jsou téměř celé z ledu)  prstence jsou starší než se očekávalo a existují snad až několik miliard let, tmavnutí prstenců je potlačeno „recyklací„ částic uvnitř prstenců, takže jsou prstence stále velice světlé  ledový charakter prstenců a velké zastoupení vody vrací do hry teorii, že jsou prstence zbytky materiálu po vzniku planety Saturn (pozůstatky protoplanetárního disku) a jsou tudíž staré jako sama Sluneční soustava  problém: za tak dlouhou dobu by měly prstence zaniknout a měly by se rozpadnout

A co terestrické planety?  jsou příliš malé a málo hmotné  tělesa, která se dostanou do jejich blízkosti, zpravidla dopadnou rovnou na povrch  fragmenty tělesa, které se rozpadne na oběžné dráze terestrické planety, jsou velmi rychle polapeny planetou

Výběr zajímavých a aktivních měsíců ve Sluneční soustavě

Io Svět sopek  už před průletem sondy Voyager 1 v roce 1979 byla předpovězena sopečná aktivita Io vyvolaná slapovým působením Jupiteru  sopečná činnost byla potvrzena 9. března 1979 na snímku z Voyageru1 (povšimla si ji Linda Morabitová)  vyvržené částice vytvořily světlý obláček sahající do výšky 300 km a pokrývající území 1000 km široké

 charakteristické zabarvení povrchu Io způsobuje sopečný materiál, zejména sloučeniny síry

První snímek vulkanické aktivity na Io ze 4. března 1979 pořízený sondou Voyager 1. Jde o první fotografii aktivní sopky mimo planetu Zemi. Snímek vzniknul 11 hodin před nejbližším přiblížením sondy k měsíci.

Io V zajetí planety Jupiter  průměr 3 644 km  Io a Europa jsou v gravitační rezonanci 1:2  díky gravitační rezonanci má oběžná dráha Io kolem Jupiteru mírně excentrický charakter, mění se rychlost oběhu  slapové působení protahuje Io v rovníkových šířkách směrem k Jupiteru až o 10 km

Roztavené nitro  pohyb po mírně eliptické oběžné dráze vede k periodickému vychylování rotační osy Io, která směřuje k Jupiteru  kývavé pohyby mají na svědomí i pohyb výdutě, jež vzniká účinkem slapových sil

Snímek měsíce Io vytvořený ze záběrů sondy Galileo.

 povrch měsíce se ve vertikálním směru protahuje až o 100 metrů, srovnání: vodní výduť vytvořená účinkem pozemského Měsíce na oceány má výšku pouze 20 metrů  uvolněné teplo činí asi 0,1 GW(100krát více než při rozpadu radioaktivních prvků v nitru Io)  vnitřní části Io se taví a měsíc je vulkanicky aktivní  vulkanismus nejspíš nevzniká v jádře, ale v litosféře, desítky kilometrů pod povrchem

Io Vulkány  povrch je pokryt aktivními sopkami, sopečnými kužely, průduchy a kalderami (ty mají průměr až 200 km)  nad povrch se dostává obrovské množství materiálu, až 100 000 tun za sekundu!  za jeden rok vyprodukují vulkány přibližně 500 km3 lávy (100krát více než na Zemi) a povrch pokryje 1 mm tlustá vrstva usazenin

 dochází k neustálé recyklaci a obnově povrchu  měsíc Io přišel kvůli sopečné činnosti téměř o všechnu vodu  sloučeniny síry obarvují povrch Io širokou škálou barev

Animace erupce vulkánu Tvashtar byla složena z pěti snímků, které pořídila sonda New Horizons v průběhu 8 minut. Snímky vznikly 1. března 2007.

Io – oblast kolem vulkánu Pele

Io – oblast Pillan Patera v blízkosti vulkánu Pele

Sonda Galileo snímkovala oblast obklopující vulkán Pele 4. dubna 1997 (levá fotografie) a 19. září 1997 (pravá fotografie). Vulkanická aktivita probíhající v oblasti Pillan Patera změnila zabarvení povrchu na ploše o průměru 400 km.

Europa Ledový svět  průměr 3 122 km  povrch je tvořen vodním ledem a má vysoké albedo  střední hustota činí 3,01 g/cm-3, což poukazuje na křemičitany s příměsí vodního ledu  pokud by se všechna voda obsažená v Europě dostala na povrch, vytvořila by globální oceán hluboký150 km

Povrch Europy ze sondy Galileo na snímku z 9. července 1996.

Europa Co skrývá popraskaný povrch?  ledová krusta vytváří velice hladký povrch bez výrazných nerovností  povrch je pokryt celou řadou prasklin  v podstatě se jedná o velké množství zamrzlých ledových ker

Krátery  nedostatek kráterů svědčí o relativně mladém povrchu  střed velkých kráterů je vyplněn tmavým ledem s obsahem různých barevných příměsí, nejspíše solí (například kráter Pwyll o průměru 26 km nebo Tyre Macula s průměrem 148 km)  krátery obklopují radiální pásy vyvrženin a velké množství menších sekundárních kráterů

Detail kráteru Pwyll pořízený sondou Galileo 19. prosince 1996.

Europa Oceán?  mocnost povrchové ledové krusty je odhadována na několik kilometrů  pod ní se pravděpodobně vyskytuje oceán tekuté vody nebo rozbředlý led s příměsí hornin  pokud by hloubka oceánu činila cca. 100 km, obsahoval by dvakrát více vody, než všechny pozemské oceány, řeky i moře dohromady  přítomnost tekuté vody na Europě naznačují měření magnetometru sondy Galileo (Europa má také vliv na Jupiterovo magnetické pole)  příčinou může být přítomnost slané vody, která proudí pod povrchem (příměsi jako soli či čpavek navíc snižují teplotu tání)  na Europě je pravděpodobně přítomna i kryovulkanická aktivita (kryovulkanismus je druhem sopečné činnosti, při které jsou nad povrch daného tělesa chrleny chladné, zpravidla kapalné látky jako je např. metan, dusík nebo směs vody a čpavku, viz měsíc Enceladus)

Ganymedes Více ledu, méně horniny  průměr 5 262 km  na rozdíl od Europy má nižší střední hustotu (1,94 g/cm3) což svědčí o vyšším zastoupení vodního ledu  zřejmě obsahuje 50% křemičitanových hornin a 50% vodního ledu  povrch tvoří cca. 150 km silná vrstva ledu  plášť má mocnost několik stovek kilometrů a je složený ze směsi horniny a vodního ledu  slapové působení Jupiteru na Ganymedes je nevýrazné  zůstává otázkou, zda se ve větších hloubkách nachází kapalná voda, pokud ano, je nitro zahříváno rozpadem radioaktivních prvků  jediný měsíc s vlastním magnetickým polem, jádro je pravděpodobně tekuté a obsahuje těžké prvky a kovy

Ganymedes  povrch je pokryt tmavými a světlými oblastmi

Tmavý povrch  tmavší oblasti jsou starší a obsahují větší množství impaktních kráterů  velké krátery lze jako albedové útvary zahlédnout prostřednictvím obřích dalekohledů i ze Země

 světlejší oblasti mají méně kráterů, jsou tedy mladší

Světlý povrch  pokryt dlouhými řadami zvláštních vyvýšenin a propadlin

Tmavý, krátery posetý povrch Ganymeda je starý pravděpodobně několik miliard let. Fotografii pořídila sonda Galileo 7. září 1997.

 existují také praskliny, snad důsledek vulkanické aktivity měsíce v minulosti  původ světlých oblastí a topografických útvarů na povrchu zůstává nejasný

Ganymedes Palimpsesty  v tmavších oblastech se vyskytují krátery do průměru 100 km, namísto větších kráterů jsou přítomny světlejší skvrny (100-350 km), které jsou relativně hladké  jedná se o tzv. palimpsesty, pozůstatky velkých impaktů, při kterých pravděpodobně došlo k roztátí vodního ledu, vodní směs následně i s horninou vyplnila oblast impaktu a až poté utuhla

Fotografie palimpsestu pořízená sondou Galileo v květnu 1997. Palimpsest se nachází v oblasti Marius Regio.

Vznik palimpsestu

Callisto  průměr 4 820 km  nejvzdálenější z Galileovských družic s nejmenší průměrnou hustotou (1,83 g/cm3)  povrch je velice starý, o čemž svědčí velké množství kráterů

 starší části povrchu jsou tmavé a pokryté kosmickým prachem  světlejší (odhalené) části jsou mladší  celému měsíci dominuje obří pánev Valhalla

Valhalla  průměr 4 000 km  lze ji zařadit k palimpsestům, povrch vyplněný směsí ledu a horniny

 výrazný střed útvaru má průměr 600 km  soustředné prstence, které pánev obklopují, nejsou celistvé a sahají do vzdálenosti 2 000 km  rozestupy mezi prstenci ve vnitřních částech asi 20-30 km, ve vnějších částech pak 50-100 km  výška prstenců cca. 1 km, šířka cca. 15 km

Callisto – pánev Valhalla

Snímek pánve Valhalla z nadhledu pořídila sonda Voyager 1 dne 6. března 1979.

Enceladus V zajetí ledu  malý měsíc o průměru 513 km s relativně nízkou průměrnou hustotou 1,12 g/cm3 a velmi vysokým albedem 0,9 (jedno z nejvyšších ve Sluneční soustavě)

 vše nasvědčuje tomu, že je tvořen především ledem  velmi světlý (a tím pádem také mladý) povrch odráží většinu dopadajícího slunečního záření

 Enceladus je nejchladnějším měsícem v Saturnově systému s povrchovou teplotou 75 K  o nepříliš vysokém stáří povrchu (maximálně 1 miliarda let) svědčí malé množství impaktních kráterů  některé z kráterů vykazují vysoký stupeň eroze, nacházejí se nad horkými skvrnami?

Fotografie: sonda Cassini

Mladý povrch Enceladu

Enceladus Aktivní měsíc  obzvláště v rovinách jsou patrné drobnější brázdy a hřebeny, nechybí ani praskliny  část z nich souvisí s kryovulkanickou aktivitou na Enceladu

Tygří pruhy  nacházejí se v oblasti jižního pólu  dlouhé, podélné a vzájemně rovnoběžné zlomy, které mají délku 130 km a jsou odděleny 40 km širokými prolukami  mají vyšší teplotu (110 K) než okolí (75 K)

 jedná se o velmi mladý a geologicky aktivní region

Fotografie: sonda Cassini

Enceladus Kryovulkanismus  sonda Cassini získala jednoznačný důkaz potvrzující kryovulkanickou aktivitu na Titanu 14. července 2004

 na snímku byl zachycen rozsáhlý gejzír ledových částic a páry, který dosáhnul výšky 500 km  kryovulkán ležel nejspíše v oblasti Tygřích pásů

Fotografii kryovulkanického gejzíru pořídila sonda Cassini v listopadu 2005. Snímek byl dodatečně obarven a byl zvýšen jeho kontrast.

Enceladus Kryovulkanismus  spektrometrická měření, která sonda Cassini vykonala při průletu skrze oblak ledových částic ve výšce 50 km nad povrchem, odhalila, že jsou ledové částice složeny z 65% vody, 20% vodíku, menšího množství molekulárního dusíku a oxidu uhelnatého  na stěnách Tygřích pásů i v materiálu vyvrženém při erupci kryovulkánu byly rozpoznány jednoduché organické látky

 částice vodní páry vytvářejí kolem Enceladu velmi řídkou atmosféru (molekuly vody jsou disociovány ultrafialovým zářením)  atmosféra je obnovována neustálou kryovulkanickou činností

 ledové částice unikají do okolí a podílejí se na vzniku jemného Saturnova prstence E  drobné ledové částice pokrývají Enceladův povrch, omlazují jej a jsou příčinou vysokého albeda

Složení ledového materiálu z Enceladu a složení komet. Teplotní mapa Enceladu v infračervené oblasti spektra. Snímky pořídila sonda Cassini 4. července 2005.

Jak vzniká kryovulkanismus?  pro kryovulkanismus na Enceladu je nezbytná přítomnost tekuté vody  ve vodě mohou být rozpuštěny také další látky (například čpavek)  magnetometr na sondě Cassini ukázal, že se v okolí Enceladu zpomalují a vychylují nabité částice, což nejspíše souvisí s přítomností tekuté a elektricky vodivé vody, v níž jsou rozpuštěny soli  problém: slapové působení Saturnu na Enceladus nedostačuje ke vzniku tak rozsáhlé kryovulkanické aktivity (sousední měsíčky Mimas a Tethys mají podobnou velikost i hustotu, nevykazují však žádné známky kryovulkanismu)  ohřev nemůže být způsoben ani rozpadem radioaktivních prvků v nitru Enceladu  možná se jedná o výsledek gravitačních interakcí mezi Enceladem a nějakým sousedním měsícem  v minulosti mohla být excentricita Enceladovy dráhy výraznější, což se mohlo projevit také větším slapovým působením (toto období snad skončilo teprve nedávno)  v současnosti je Enceladus v gravitační rezonanci 1:2 s měsícem Dione (poloměr 560 km), který mohl v minulosti stát za zvýšením excentricity jeho dráhy podobně jako u dvojice Io – Europa

Triton Vyslanec z Kuiperova pásu?  průměr 2 706 km  jediný velký měsíc s retrográdní rotací  téměř kruhová dráha svírá s ekvatoriální rovinou Neptunu sklon 21°  Triton je s největší pravděpodobností gravitačně zachyceným tělesem  má relativně vysokou průměrnou hustotu (2,1 g/cm3), která se blíží Galileovským družicím  slapové působení Neptunu na Triton bylo výrazné především v minulosti a stojí za diferenciací jeho nitra  teplo uvolněné slapovými silami mohlo být 1000krát větší než teplo pocházející z rozpadu radioaktivních prvků  Triton nejspíše obsahuje kovové jádro, křemičitanový plášť a povrchové vrstvy hornin a ledu

Triton Atmosféra  atmosféra je nesmírně řídká, tlak při povrchu dosahuje přibližně 1,5 Pa  atmosféru tvoří dusík a snad i jednoduché uhlovodíky (metan, kyanovodík)  v polárních oblastech vznikají jemná mračna složená z krystalků dusíku  do výšky 30 km se objevuje také fotochemický smog, který vzniká fotodisociací uhlovodíků a tvoří jej etan či acetylen  vyskytují se velice jemné polární čepičky z dusíkové námrazy, jež podléhají sezónním změnám

Měsíc Triton v reálných barvách na snímku sondy Voyager 2 z 25. srpna 1989.

Triton Povrch  poměrně málo impaktních kráterů  jedná se o mladý povrch, který podléhá relativně rychlé regeneraci  příčinnou je nejspíše kryovulkanismus  na některých místech je povrch pokryt velkým množstvím okrouhlých, mělkých prohlubní o průměru cca. 30 km  zřejmě jde o pozůstatky kryovulkanické aktivity, jakési pukliny či krátery, které vytvořila kapalina nebo plyn deroucí se na povrch  alternativním vysvětlením jsou kryovulkanické gejzíry poháněné kapalným dusíkem  na snímcích ze sondy Voyager jsou patrné protáhlé, tmavé skvrny dlouhé několik desítek kilometrů  pravděpodobně se jedná o organický materiál, který se dostal nad povrch a zčernal účinkem kosmického záření Povrch Tritonu snímkovala v roce 1989 sonda Voyager 2. Na fotografii ve falešných barvách jsou patrné i tmavé skvrny.

Použitá a doporučená literatura  Pokorný, Z. (2005): Planety. – Aventinum.  Imke, P. a Lissauer, J., J. (2007): Planetary Sciences. – Cambridge University Press.  Taylor, S., R. (2001): Solar System Evolution. – Cambridge University Press.  Bakich, M., E. (2000): The Cambridge Planetary Handbook. – Cambridge University Press.

 Jones, B., W. (2007): Discovering the Solar System. – John Wiley and Sons Ltd.  Lewis, J., S. (1997): Physics and Chemistry of the Solar System. – Academic Press.  Atreya, S., K., Pollack, J., B. a Matthews, M., S. (1989): Origin and Evolution of Planetary and Satellite Atmospheres. – The University of Arizona Press.  Verbiscer A., J., Skrutskie M., F. a Hamilton D., P. (2009): Saturn’s largest ring. – Nature 461: 10981100.