:: ÚVOD
   :: IBT
   :: IAN 1-50
   :: IAN 50-226
   :: IAN 227-500
   :: RÁDIO
   :: PŘEKVAPENÍ
   :: BÍLÝ TRPASLÍK
   :: ASTRONOMICKÝ FESTIVAL
   :: BRNĚNSKÝ FOTOVÍKEND
   :: SOFTWARE

Mozilla Firebird - WWW BROWSER

Macromedia Flash - Vektorová grafika

Adobe Acrobat Reader - Prohlížee PDF souboru

 

470. vydání (11.2.2003)

Foto NASA Dodávat něco dalšího nemá v tomto okamžiku smysl. O nehodě jste si určitě už mnohokrát přečetli v novinách a také jste s největší pravděpodobností sledovali poslední okamžiky raketoplánu Columbia zachycené řadou náhodných kameramanů. Bude mnohem lepší, když nějakou dobu počkáme na analýzy skutečných odborníků a nebudeme věnovat prostor senzachtivým spekulantům, kteří se snaží svést na vlně pochybné popularity.

Lety do kosmického prostoru -- jakkoli to už tak dávno nevypadá -- nejsou jednoduché. Naopak. Kosmonauti riskují svoji kůži daleko víc než většina ostatních pozemšťanů. Jakkoli se na jejich bezpečnost vynakládají miliardy, dříve nebo později se opět nějaká fatální chyba objeví. Technická, lidská, úmyslná, náhodná, se šťastným a nebo nešťastným koncem.

Je mi jen líto, ale výprav člověka do vesmíru si všímáme čím dál tím méně -- ať už na palubě komplikovaného raketoplánu, drobnější lodi Sojuz a nebo už za pár měsíců na palubě čínské Schenzou. Bereme je za rutinní samozřejmost. I když jí nejsou. Naopak. Kosmonauti patří mezi hrdiny dnešní doby. Neohrožené, kteří nám dláždí cestu do říše fantazie před pár roky vyhrazené jen spisovatelům sci-fi. Dláždí nám cestu tam někam mezi hvězdy. Daleko za Měsíc a možná i za hranice celé sluneční soustavy. Pozdravujte tam za nás.

Jiří Dušek

 

 

 

Překvapení bloudících částic

Jedním z nebezpečenstev, kterými nás obdařuje naše Slunce, jsou vysoce energetické částice, jež jsou vyvrhovány v hojném množství při jevech zvaných CME (coronal mass ejection -- výtrysk hmoty do koróny). Pohyb těchto částic je řízen především slunečním magnetickým polem.

 Slunce je obrovským magnetem -- jeho magnetické pole prochází celou Sluneční soustavou počínaje Merkurem a daleko za Plutem konče. Jediný důvod, proč jej nepociťujeme i na Zemi je ten, že zemské magnetické pole je lokálně silnější, než to sluneční. V meziplanetárním prostoru ale kope sluneční magnetické pole jednoznačně přesilovku.

Protože Slunce podobně jako drtivá většina nebeských objektů rotuje, tvar slunečního magnetického pole má spirálový charakter. Vědci tomuto typu říkají "Parkerova spirála" na počet fyzika, jež ji poprvé popsal. S použitím modelu Parkerovy spirály jsou pak sluneční fyzikové schopni odhadnout, kudy budou vyvržené sluneční částice Sluneční soustavou cestovat. Takové předpovědi potřebují například astronauti chystající se vystoupit do volného prostoru, protože přicházející meziplanetární bouře by je mohla ohrozit na zdraví i životě.

Jenže tým Minga Zhanga z Floridského technologického institutu s pomocí pozorování sondy Ulysses přišli na to, že ne vždy se kosmické částice chovají tak, jak by od nich člověk očekával. Ne vždy tedy následují Parkerovu spirálu.

Ulysses je společná mise Evropské kosmické agentury a NASA určená k výzkumu Slunce. Sonda byla vypuštěna ze Země v roce 1990 a po gravitačním urychlení u Jupitera o dva roky později zaujala své místo na orbitální dráze, jež prochází vysoko nad oběma slunečními póly. A to je přesně to, co vědci chtěli -- z oblasti slunečních pólů totiž mají až zoufale málo pozorování. Při pozorování ze Země se totiž až na drobné odchylky díváme téměř ve směru slunečního rovníku a Ulysses nám tedy dává příležitost dívat se na téže události i z jiného úhlu.

 14. července 2000, v den výročí dobytí Bastilly, vzplála na Slunci velmi silná erupce. Zdrojem byla skvrna dvacetkrát rozměrnější, než celá naše planeta Země. Erupce se očekávala, neboť už několik dní před tím byla konfigurace magnetického pole ve skvrně velmi nestabilní.

Výtrysk záření v široké oblasti elektromagnetického spektra způsobil několik hodin trvající silné rušení rádiového vysílání. S explozí byla též spojena masivní koronární ejekce hmoty mířená k Zemi. Na atmosféru narazila rázová vlna plná elektricky nabitých částic o dva dny později a způsobila polární záře, které byly pozorovatelné hodně daleko na jih. Magnetické pole, zmrzlé v mraku plazmatu, jež dorazil k Zemi, měl na svědomí dočasné vyřazení několika zemských satelitů z provozu.

Ulysses tuto událost pozorovala ze vzdáleností tří astronomických jednotek umístěná nad jižní sluneční polokoulí. V té době se přímo dívala na -60. rovnoběžku. Erupce se odehrála ale na severní polokouli v heliografické šířce dvacet dva stupňů. A právě tento boční pohled družice Ulysses byl klíčem k objevu Zhangova týmu.

 Ačkoli nebyl výtrysk z erupce směrování na Ulysses, sonda byla s expandující CME spojena siločarami slunečního magnetického pole. Částice a především protony se nejdříve chovaly tak, jak vědci očekávali -- tedy začaly sledovat Parkerovu spirálu. Ale o několik hodin později byla Ulysses zasažena sprškou protonů mířených o 90 stupňů "špatně"! Protony si razily cestu napříč siločárami magnetického pole, přestože by se měly pohybovat podél nich.

Vědci mají pro tento jev jméno -- cross-field diffusion. Stává se to, když je magnetické pole hodně zamotané. Částice se jsou pak schopny driftovat z jedné zamotané siločáry na druhou. A velmi brzy se již pohybují v naprosto neočekávaném směru.

Je to velký problém, neboť částice ze slunečních erupcí mohou být hodně nebezpečné. Především pro kosmonauty pobývající na kosmických lodích. Ale také pro veškerou elektroniku na oběžné dráze, čili vlastně pro všechny umělé družice Země. Elektronický prvek může být zcela zničen jediným dobře mířeným a správně energetickým protonem.

Vědci již vyvinuli počítačový model, který předpovídá, jak pocestují vyvržené částice Sluneční soustavou. Nyní musí zahrnout ještě difúzi napříč magnetickým polem. A to je problém, neboť se to stává v místech, kde se magnetické pole odlišuje od předpokládané Parkerovy spirály. Většina Sluneční soustavy je doposud neprozkoumaná a vědci se mohou jen dohadovat, kde všude se taková místa nacházejí.

"Máme se stále co učit," uzavírá Zhang. "Stále hledáme odpovědi."

Michal Švanda
Zdroj: Science@NASA.
 

Satelity v plynném hávu

K ozdobám noční hvězdné oblohy patří bezesporu planety. Jsou ve většině případů jasné a snadno je na obloze najdeme. Při pohledu dalekohledem mnohdy žasneme nad detaily, které na nich můžeme pozorovat. Ovšem pozor! Nezapomínejme, že se většinou díváme na jejich plynný obal -- atmosféru -- a nemůžeme zjistit, co se skrývá pod ním, na povrchu.

 Nejen planety, ale i některé jejich měsíce mají atmosféru. Jsou však mnohem menší než planety a díky jejich velikosti a vzdálenosti od Země je jejich dálkový průzkum náročnější než u planet. Ještě před deseti roky jsme si mysleli, že ve sluneční soustavě jsou pouze tři měsíce, které mají svůj vlastní plynný obal. Dnes je to měsíců šest -- čtyři velké Jupiterovy měsíce, Saturnův Titan a Neptunův Triton.

Jako první byla atmosféra potvrzena na Titanu, a to v roce 1944 Geraldem Kuiperem, který získal jeho spektrum a nalezl v něm spektrální čáru plynného metanu. Potom lidstvo čekalo 35 let na objev dalšího měsíce s vlastní atmosférou. Stala se jím nejbližší Jupiterova družice Ió. K objevu přispěly sondy Voyager, které kolem prolétly v roce 1979. A po dalších deseti rocích se sonda Voyager 2 zasloužila o objev třetího měsíce s vlastní atmosférou -- Neptunova Tritonu, který byl její poslední "zastávkou" ve sluneční soustavě.

Jak je však možné, že tělesa mnohdy menší než některé planety svou atmosféru mají a například Merkur ji nemá?

Schopnost tělesa udržet si atmosféru závisí na gravitaci a teplotě. Gravitace se projevuje především v souvislosti s únikovou rychlostí -- pokud je pohybová energie molekul atmosféry menší než potenciální energie, molekuly zůstanou v gravitačním poli tělesa. Pokud je větší, molekuly se vymaní z gravitačního pole a odlétnou do vesmíru. Teplota na tělese zase ovlivňuje tzv. střední kinetickou rychlost molekul. Čím je teplota nižší, tím je menší i rychlost molekul a zákonitě i jejich kinetická (pohybová) energie. A naopak. Při vyšší teplotě mají molekuly větší rychlosti a mohou snadněji uniknout z gravitačního pole tělesa.

A jakým způsobem vlastně atmosféry vznikly? U velmi hmotných těles typu Jupitera se jedná o přímý pozůstatek plynů z protoplanetárního disku (mluvíme o tzv. prvotní atmosféře). U terestrických planet se prvotní atmosféry postupně přeměňovaly působením slunečného záření, sopečnou činností, dopady komet a meteoritů a u Země hlavně vznikem a vývojem života. Ale jak dále zjistíme, nemusí to být jediné způsoby, jak vytvořit atmosféru.

Podívejme se teď na oněch šest podivných těles, která mají ještě podivnější atmosféry. A začneme u Jupiteru. První co do vzdálenosti od planety je Ió. Byl objeven Galileem v roce 1610 a své jméno dostal podle dcery boha řek Inacha a kněžky bohyně Héry. Tento měsíc o průměru 3632 kilometrů obíhá pouze ve vzdálenosti 421 tisíc kilometrů od planety. Díky tomu je značně ovlivňován gravitací Jupiteru (působení je tak silné, že dochází ke změnám velikosti měsíce až o sto metrů). To způsobuje na Ió známou sopečnou činnost. V činnosti je zde asi deset sopek, které vyvrhují materiál rychlostí až kilometr za vteřinu. Jedná se hlavně o částice síry, oxidu uhličitého a oxidů síry. Ió však nemá nijak hustou atmosféru, její tlak při povrchu činí asi jednu tisícinu pascalu. Sonda Galileo objevila také slabou vrstvu ionosféry, která je tvořena převážně ionizovaným kyslíkem, sírou a jejími oxidy. Nachází se ve výšce téměř devět set kilometrů nad povrchem družice a je velmi proměnlivá. Zatím nikdo nedokáže říci, jak se částice mohou dostat až do tak velkých výšek. Jisté však je, že atmosféra i ionosféra Ió jsou závislé na intenzitě sopečné činnosti, neboť z průletů sond Pioneer víme, že sopky chrlily své gejzíry jen do výšky sto kilometrů, kdežto při průletu Voyagerů to bylo už do výšky třikrát větší.

Druhým Jupiterovým měsícem je Európa. Ta obíhá ve vzdálenosti 670 tisíc kilometrů od planety a její průměr je 3138 kilometrů. Rovněž byla objevena Galileem v roce 1610 a své jméno dostala podle fénické princezny, dcery krále Agenora z Tyru, kterou Zeus v podobě bílého býčka unesl na Krétu. Je nejmenší z velkých Galileových měsíců, velikostí je však stále srovnatelná s naším Měsícem (3475 km). Povrch Európy je tvořen obrovskými ledovými krami o velikostech několika tisíc kilometrů, které připomínají Severní ledový oceán. Výškové rozdíly zde nejsou větší než tisíc metrů. Pod tímto ledovým krunýřem se pravděpodobně skrývá oceán tekuté vody, která se trhlinami v ledu dostává až na povrch, kde při teplotě minus 145 stupňů Celsia okamžitě zamrzá.

Európa se nachází uvnitř radiačních pásů Jupiteru. To způsobuje, že na její povrch neustále dopadají elektrony a ionty unášené magnetosférou. Při dopadu se z ledu uvolňuje vodní pára. Tu vzápětí ultrafialové záření Slunce rozkládá na jednotlivé atomy a molekuly -- vodík (je lehčí a uniká do kosmického prostoru) a kyslík, který je těžší a zůstává při povrchu družice. Vytváří se tak řídká kyslíková atmosféra sahající do výšky zhruba dvě stě kilometrů. Odtud se však i molekuly kyslíku pomalu vymaní z gravitačního pole a unikají do volného prostoru.

Sluneční záření spolu s energetickými částicemi z magnetosféry Jupiteru vytvořily okolo Európy i ionosféru. Ta byla zjištěna během série zákrytů sondy Galileo měsícem, kdy signály ze sondy podléhaly refrakci na vrstvě elektronů nebo jiných nabitých částic. Hustota ionosféry je 10 tisíc elektronů v centimetru krychlovém (Jupiterova ionosféra má hustotu 20 000 až 250 000 elektronů).

Pozorování z Galilea přinesla také zjištění přítomnosti hydrátů minerálních solí a kyseliny sírové na povrchu družice. Díky chemickým reakcím může atmosféra obsahovat také sirovodík, oxid sirný, oxid uhličitý a sodík, který byl skutečně identifikován ve vyšších vrstvách atmosféry.

Největším měsícem Jupitera a také sluneční soustavy je Ganyméd. Má průměr 5262 kilometrů a obíhá ve vzdálenosti jeden milion kilometrů, což je patnáct poloměrů Jupitera. Ganymedes byl synem krále Trosa a Zeus jej odnesl na svých zádech v podobě orla.

Z podrobných snímků víme, že jsou zde dva rozdílné druhy povrchu. Tmavší, posetý krátery a světlejší, rozpraskaný. Tmavší zřejmě představuje starší a pevnější horniny, světlejší zase zmrzlý a špinavý vodní led. Díky Jupiterově rotaci jsou energetické částice z magnetosféry urychlovány až k oběžné dráze Ganymedu, ten je svou gravitací zachytí a částice pak doslova prší na jeho povrch. Z vody pod ledem se pak uvolňují molekuly ozónu (dochází k tzv. disociaci vody) a vytváří se slabá ozónová atmosféra. Největší nápor částic přichází na odvrácenou stranu měsíce, protože Ganymed má stejně jako náš Měsíc a všechny ostatní družice planet vázanou rotaci -- jedna otočka okolo osy a jeden oběh okolo Jupitera trvá sedm pozemských dnů. Ozón byl poprvé detekován díky pozorování Hubblova kosmického dalekohledu. Později byl ve spektru měsíce nalezen a potvrzen i molekulární kyslík. Ovšem množství ozónu není velké -- odhaduje se na deset procent ozónu, který je každý rok zničen v naší atmosféře nad Antarktidou.

Průměr Callisto je 4806 kilometrů. Obíhá ze všech velkých měsíců nejdál od planety -- 1,88 milionu kilometrů, těsně za radiačními pásy Jupiteru. Díky tomu se k ní již nedostanou energetické částice a převažuje zde vliv slunečního záření. Tmavý povrch je poset velkým množstvím jasných kráterů po dopadech planetek, komet a meteoritů. Celý měsíc je vlastně promíchanou směsí hornin a ledu v poměru 40 procent ledu a 60 procent křemičitanů a železa. Jeho průměrná hustota je pouze 1,8krát větší než hustota vody, což svědčí o tom, že nemá kovové jádro jako ostatní velké Jupiterovy měsíce. Podobně jako u Európy byla u Callisto zjištěna přítomnost velmi slabé kyslíkové atmosféry. K potvrzení a také k rutinnímu pozorování atmosfér na Jupiterových družicích je dnes využíván Hubblův kosmický dalekohled a velkou měrou se na výzkumech podílela sonda Galileo.

Největší Saturnův měsíc Titan objevil v roce 1655 Christiaan Huygens. V roce 1944 objevil Gerald Kuiper v jeho spektru plynný metan a dokázal tak existenci jeho atmosféry. Při průletu sondy Voyager 2 si vědci mysleli, že konečně nahlédnou Titanu pod pokličku. Ale jaké bylo jejich zklamání, když měsíc ukázal pouze svoji neprůhlednou, hustou atmosféru. Ale přesto jsme se o něm dozvěděli zajímavé údaje. Jeho průměr je 5150 kilometrů a okolo Saturnu oběhne jednou za šestnáct dní. Za stejný čas se i otočí okolo své osy. Atmosféra měsíce je tvořena z 90 procent dusíkem, zbytek tvoří metan. V malém množství jsou pak zastoupeny prvky argon, čpavek a látky jako kyanovodík, etan, ethylen a acetylen.

Metan je slunečním ultrafialovým zářením rozkládán na metyl a vodík. Vznikají složitější uhlovodíky, jejichž molekuly pak kondenzují v nejchladnějších vrstvách atmosféry (50 - 200 km). Tam se pak vytvářejí mikročástice, které jsou zodpovědné za hustý oranžový zákal atmosféry. V ní se také nachází zvláštní látka -- tholin, která se ve formě červenohnědého smogu snáší pomalu k povrchu. Během miliónů let se už musela vytvořit na povrchu Titanu silná vrstva sedimentů této látky. Zajímavé je to, že po rozpuštění ve vodě se z tholinu uvolňují aminokyseliny -- stavební kameny pro vznik života!

Také je možné, že metan se chová v atmosféře stejně jako voda na Zemi a prší z oblaků na povrch. Vytváří řeky, jezera a možná i oceán naplněný kapalným metanem. Zajímavou hodnotu má i atmosférický tlak při povrchu -- je totiž jen 1,5krát vyšší než atmosférický tlak při povrchu Země (1013 hektopascalů). Zato teplota je krajně nepříznivá -- mínus 178 stupňů Celsia.

Velmi zajímavé je také pozorování oblačnosti. Vyskytuje se každý den ve stejné výšce nad povrchem měsíce a je velmi řídká. Její velikost odpovídá asi jednomu procentu plochy povrchu celého měsíce (na Zemi oblačnost pokrývá asi polovinu povrchu planety).

Dnes můžeme Titan sledovat pouze díky Hubblovu kosmickému dalekohledu, ale v roce 2004 už tomu tak nebude. Okolo Saturnu by měla začít obíhat sonda Cassini a na Titan dosedne výsadkový modul Huygens. Společně budou poskytovat nové, neméně zajímavé informace o těchto tělesech.

 Posledním měsícem na který se podíváme je Neptunův Triton. Objevil jej v roce 1846 William Lassell, necelé tři týdny po objevu samotné planety Neptun. Průměr Tritonu je 2700 kilometrů a obíhá ve vzdálenosti 354 tisíc kilometrů od planety. Stejně jako Titan má vázanou rotaci a oběhne okolo Neptunu za šest dní.

Povrch měsíce je tvořen převážně velmi tvrdým ledem s příměsemi dusíku, metanu a oxidů dusíku. Povrchová teplota je 38 kelvinů (mínus 235 stupňů Celsia). Sonda Voyager 2 objevila dvě části atmosféry, která měsíc obklopuje. Teplejší termosféra má teplotu sto kelvinů a nachází se ve výškách od 450 do 700 kilometrů. Chladnější atmosféra má teplotu pouze 38 kelvinů a leží pod 150 kilometry. Samotná troposféra se nachází zhruba do výšky 8 až 10 kilometrů a tvoří ji dusíkové páry o tlaku 0,000015 Pascalů (70 000krát méně než atmosférický tlak na Zemi). Ve výšce okolo třináct kilometrů se projevuje tzv. fotochemický smog, což jsou drobné mikročástice, které vznikají působením ultrafialového záření na metan. Atmosférou vane také slabý vítr o rychlosti asi 15 metrů za vteřinu (54 km za hodinu) směrem od jihu k severu.

A odkud se vzal dusík? Teplo, které povrch měsíce získává od Slunce a hlavně od planety Neptun uvolňuje pod ledovým krunýřem plynný dusík. Ten se v něm hromadí a při explozi vytváří obří gejzíry, které vyvrhují dusík spolu s tmavým materiálem do výšek několika kilometrů. Unikající dusík vytváří slabou atmosféru viditelnou pouze při pohledu k obzoru měsíce. Vítr unáší prachové částice a ty se pak usazují na povrchu a vytvářejí kolem gejzírů tmavé oblasti o délce až 140 kilometrů. Jsou proto velmi nápadné a svědčí o geologické aktivitě i v těch nejvzdálenějších místech sluneční soustavy.

Martin Vilášek
 

© INSTANTNÍ ASTRONOMICKÉ NOVINY
...veškeré požívání a reprodukce se souhlasem
redakce...