Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...=Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...
DOMŮ   ARCHIV   IBT   IAN 1-50   IAN 50-226   IAN 227-500   RÁDIO   PŘEKVAPENÍ  
STALO SE

Titan - díl první (historický přehled)

Titan je bezesporu výjimečným měsícem. Ať už po stránce své velikosti, jakožto druhý největší měsíc Sluneční soustavy a vůbec největší měsíc své mateřské planety, ale především proto, že má atmosféru. Tím však výčet zajímavostí nekončí. Titanova atmosféra je neobvykle hustá a co víc, má velmi podivné složení. Jsou v ní totiž obsaženy organické látky od jednoduchých uhlovodíků, přes aromatické sloučeniny až k aminokyselinám a bázím nukleových kyselin. Tato směsice základních stavebních kamenů života dělá z Titanu ideální laboratoř, ve které bychom mohli nalézt odpovědi na mnohé z otázek vzniku života na Zemi. Tento seriál má za úkol shrnout naše současné poznatky o Titanu. Snad už nám koncem roku sonda Huygens s pouzdrem Cassini řeknou více…

Objev a teleskopická pozorování

Historie pozorování Titanu začala v březnu 1655. Holandský astronom Christian Huygens tehdy pozoroval pomocí svého 12 stop dlouhého refraktoru Saturn a jako první spatřil i Saturnův největší měsíc. Huygens také změřil i periodu oběhu Titanu (1698), která činila 15 dnů 22 hodin 41 minut a 11 sekund a odhadnul i vzdálenost měsíce od mateřské planety, kterou určil na čtyřnásobek průměru Saturnových prstenců (současná hodnota doby oběhu Titanu kolem Saturnu činí 15,94542 dne, tedy 15 dnů 22 hodin 41 minut a 24,29 sekund. Jeho vzdálenost od Saturnu pak činí 1 222 000 km, tedy asi 4,3 násobek průměru prstenců) . V průběhu Huygensova života byly objeveny další čtyři měsíce (1671 Japetus, 1672 Rhea, 1684 Tethys a Dion). Objevitelem byl Giovanni Cassini, který o objevu informoval i Huygense. Huygens však musel přiznat, že dva z nově objevených měsíců není schopen spatřit.

Ilustrační foto...

Na konci 18. století začal s pozorováním Titanu také William Herschel, který k pěti nepojmenovaným měsícům Saturna přidal ještě další dva (Mimas a Enceladus, 1793). Nicméně tím, kdo konečně pojmenoval Saturnovy měsíce byl až Williamův syn, John Herschel. John se inspiroval řeckou mytologií a pojmenoval měsíčky po rodině Titánů, neboli nesmrtelných obrů. Pro největší z měsíců zvolil John netradičně název celé rasy a nikoliv jméno konkrétního boha, jak bylo do té doby zvykem. A tak dostal Titan své jméno. Není se vlastně ani čemu divit, protože ve své době byl považován za největší měsíc Sluneční soustavy.

Ilustrační foto...

Muselo uplynout celé století, než došlo k výraznějšímu posunu našich znalostí o Titanu. V roce 1908 byl podán teleskopický důkaz toho, že Titan má atmosféru. Španělský astronom José–Comas Solá publikoval v tomto roce práci, ve které popsal okrajové ztemnění při pozorování Titanova kotoučku. Sluneční paprsky, které dopadají na Titanovu atmosféru se neodrážejí ve všech místech rovnoměrně. Při okrajích měsíce totiž paprsky urazí ve vertikálním směru delší dráhu, než v okolí středu kotoučku. Důsledkem toho, se paprsky na delší dráze i více rozptýlí a tak vzniká dojem potemnění okrajových partií pozorovaného kotoučku. Na obrázku vidíte jednu z prvních kreseb, zachycující okrajové ztemnění kotoučku. Kresbu zhotovil samotný Comas Solá někdy v roce 1907.

Ilustrační foto...

Dalším, kdo se věnoval Titanu byl Sir James Jeans, který se zabýval atmosférami těles Sluneční soustavy obecně. Ten vzal v potaz velkou vzdálenost Titanu od Slunce, jeho malé rozměry, stáří Sluneční soustavy a odhadnul povrchovou teplotu Titanu v rozsahu 60-100 K. Tomu by podle jeho výpočtů měla odpovídat atmosféra, s relativní molekulovou hmotností kolem 15 (poznamenejme, že relativní molekulová hmotnost vodíku je kolem jedné, dusík má pak relativní molekulovou hmotnost kolem 14 a kyslík kolem 15).

Na pomoc přišla infračervená spektroskopie. V roce 1937 pozoroval Rupert Wildt čpavek v atmosféře Jupitera a Theodor Dunham junior objevil roku 1939 čpavek rovněž v atmosféře Saturna. Později přibyly i důkazy o přítomnosti neonu, argonu, dusíku a metanu. Zdálo se pravděpodobné, že Titanova atmosféra bude mít obdobné složení jako Saturn či Jupiter. Díky odhadované teplotě povrchu se předpokládalo, že čpavek bude přítomen v pevné podobě (b.t. čpavku je 195,4 K). Argon, neon a molekulární dusík absorbují v infračerveném spektru pouze velmi slabě, i když jsou zastoupeny ve velkém množství. Naopak metan, má v rámci zmíněných sloučenin velmi výrazné pásy ve spektru. To vedlo k tomu, že se metan stal první chemickou látkou, která byla nalezena v Titanově atmosféře.

Do pozorování Titanu zasáhl i slavný Gerard Peter Kuiper, který se Titanu věnoval v období let 1943 –1944 s použitím 82 palcového teleskopu na McDonaldově observatoři. Kuiper se nezaměřil jen na Titan, ale snímkoval deset největších měsíců ve Sluneční soustavě, stejně tak jako plynné obry a Pluto. I Kuiper dospěl k názoru, že Titanova atmosféra se podobá Saturnově s výrazným obsahem metanu. Kuiper rovněž vyslovil první hypotézu, vysvětlující Titanovo naoranžovělé zabarvení. Inspirován Marsem předpokládal, že v atmosféře probíhá oxidační reakce, podobná reakci, která zapříčinila načervenalé zabarvení Marsova povrchu. Tato domněnka se později ukázala jako chybná, protože zabarvení Marsova povrchu je způsobeno oxidy železa, kdežto u Titanu se jedná o naprosto odlišné látky, navíc organické povahy.

Roku 1965 dospěl Frank Low z Univerzity v Arizoně k teplotě Titanova povrchu kolem 165 K. To byla ale dvakrát tak velká teplota, než které by se dosáhlo jednoduchým ohřevem slunečními paprsky. V roce 1974 vyvstaly další nejasnosti, protože měření v oblasti rádiových vlnových délek a v infračervené oblasti poukazovaly na vzrůst teploty v určitých oblastech až na 200 K. Již o rok později Briggs určil povrchovou teplotu na 135 K s hodnotou chyby asi 45 K. Jak vidíme, názory na Titan se značně množily. A to nebyl všem dnům konec...

V této době se předpokládalo, že na Titanu existuje silný skleníkový efekt. Tuto teorii odstranil až Danielson, který zvýšení teploty přisoudil inverzi v Titanově atmosféře. Příčinou inverze měly být vrstvy aerosolů pohlcující sluneční světlo. Laurence Trafton na základě infračervených spekter předpokládal, že množství metanu v Titanově atmosféře bude buď větší, než odhadnul Kuiper, nebo budou v atmosféře přítomny další plyny. Trafton porovnal spektra Jupitera a Saturna se spektry Titanu a dospěl k závěru, že Titanova atmosféra navíc obsahuje i malé, suspendované částečky. V roce 1975 Owen a Cess spočítali parciální tlak metanu a podali tak další důkaz pro to, že v atmosféře budou přítomny i další plyny, a to v dosti výrazném množství.

Lze tedy říci, že do doby, než Voyagery proletěly v blízkosti Titanu v letech 1980 a 1981, existovaly dva soupeřící modely Titanovy atmosféry. Caldwellův model, který navrhoval atmosféru obsahující z 90% metan s povrchovým tlakem 2 kPa a teplotou 86 K. Dalším modelem pak byl model Huntena (1978), který počítal s masivní fotolýzou čpavku, vznikem molekulového dusíku a tlakem 2000 kPa při povrchu. Tak hustá atmosféra by pohlcovala dostatečné množství infračerveného záření a teplota při povrchu by tak dosahovala 200 K. Tento model navíc plně vysvětloval jev teplotní inverze.

Ilustrační foto...

Vraťme se však k barvě Titanu. Podrobnější fotometrie v roce 1961 objevila materiál, který pohlcoval UV záření a vyskytoval se ve velmi tenkých oblačných patrech ve svrchních částech atmosféry. O deset let později se na scéně objevil i Carl Sagan a jako první vyslovil hypotézu, která pracovala s přítomností organických molekul a složitějších organických komplexů v Titanově atmosféře. Tento předpoklad byl ještě utvrzen objevením etylenu a etanu ve spektrech. Předpokládalo se, že dochází k fotolýze metanu a kombinací radikálů tak vznikají delší uhlovodíky. Naštěstí měly zanedlouho kolem Titanu proletět známe sondy Voyager a posunout naše znalosti výrazně kupředu.

Nasledující díly:
Titan - díl sedmý a poslední (Kryovulkanismus a zdroje energie pro chemické reakce)
Titan - díl šestý (Oceán a jiné zdroje metanu)
Titan - díl pátý (Teorie vzniku Titanovy atmosféry)
Titan - díl čtvrtý (Proměny atmosféry v minulosti)
Titan - díl třetí (Je na Titanu oceán?)
Titan - díl druhý (Co nám řekly Voyagery)

Jan Píšala

| Zdroj: Portály ESA a NASA, Icarus, Andrew D. Fortes (review), Planetary and space science IAN.cz
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...
archiv zdroj
RULETA
Upgrade Hubbla
Ilustrační foto...
Diamantový prach 9
Ilustrační foto...
Vesmírný týden 2005 / 37
Ilustrační foto...
Raketoplán nečekaně odstartoval!
Ilustrační foto...
Blíží se jasná kometa?
Ilustrační foto...
STALO SE
4.12.2012 -
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...

WEBKAMERA
 Upice webcam / widecam
UPICE WEBCAM

Add to Google

 

Pridej na Seznam
 

  © 1997 - 2017 IAN :: RSS - novinky z astronomie a kosmonautiky SiteMap :: www :: ISSN 1212-6691