Astronomie

Jak je možné, že Saturnovo gravitační zrychlení pociťované Mimasem je silnější než Mimasova vlastní povrchová gravitace?

Jak je možné, že Saturnovo gravitační zrychlení pociťované Mimasem je silnější než Mimasova vlastní povrchová gravitace?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Povrchová gravitace na Mimasu je $ ≈ 0,063 text {m} / text {s} ^ 2 $ a gravitační zrychlení Saturnu ve vzdálenosti Mimasovy oběžné dráhy je:

$$ frac {{GM}} {{r} ^ 2} = frac {{6,674 krát 10 ^ {- 11} krát 568,34 krát 10 ^ {24}}} {{(185,52 krát 10 ^ {6})} ^ 2} ≈ 1,102 text {m} / text {s} ^ 2 $$

Jak to může být? Objekt na povrchu Mimase by mnohem více přitahoval Saturn než Mimas. Neměl by se Mimas sám roztrhnout nebo se mýlí moje matematika?


Objekt na povrchu Mimase by mnohem více přitahoval Saturn než Mimas.

Chybí vám, že Mimas jako celek gravitačně zrychluje k Saturnu. To znamená, že bod na povrchu Mimas pocítí zrychlení v tomto bodě směrem k Saturnu minus zrychlení Mimas jako celku směrem k Saturnu. Toto je slapové zrychlení. To se rovná $$ a_ text {tidal} = left | frac {GM} {(R pm r) ^ 2} - frac {GM} {r ^ 2} vpravo | cca 2 frac {GMr} {R ^ 3} = 2 frac {GM} {R ^ 2} frac {r} {R} $$ kde $ R $ je délka Mimasovy hlavní osy a $ r $ je Mimasův střední poloměr. Aproximace to předpokládá $ r ll R $, což je zcela jistě případ vzhledem k tomu, že Mimasův poloměr je asi 1/1000 délky hlavní poloosy jeho oběžné dráhy kolem Saturnu. Výsledek je poměrně malý, asi 0,002 355 m / s2.


Protože Mimas je na oběžné dráze kolem Saturnu, je ve volném pádu; stejně jako se zdá, že astronaut ve vesmírné stanici nezažije gravitaci Země, protože tato gravitace působí stejně na vesmírnou stanici i na astronauta, bude se zdát, že vnější strana Mimasu nezažije gravitaci Saturnu, protože ve středu je také gravitace Saturnu a pohybují se tedy společně. Jediným účinkem, který bude mít Saturn na integritu Mimasu, je Saturnova slapová síla. Aby také slapová síla roztrhla satelit, musí překonat nejen gravitaci satelitu, ale také veškeré mezimolekulární síly. Například pro to, aby byla vesmírná stanice roztržena gravitací Země, by přílivové síly musely překonat pevnost v tahu všeho, z čeho je stanice vyrobena.


Jak je možné, že Saturnovo gravitační zrychlení pociťované Mimasem je silnější než Mimasova vlastní povrchová gravitace?

Tak to prostě je. Jablko visící ze stromu je silněji přitahováno k Zemi než ke stromu. Červ plazící se na něm přitahuje Zemi více než jablko. Přesto si zachovávají určité síly, které jim brání v pádu na zem.

Vzhledem k tomu, že Mimas a jakýkoli objekt na jeho povrchu obíhají kolem Saturnu a ve volném pádu, Saturnova gravitační síla zakřivuje hlavně jejich cesty a nepřitahují se přímo k Saturnu. Samotná gravitace Mimasu je dost na to, aby věci neodletěly z jejího povrchu. Existují také soudržné síly, které mají tendenci to držet pohromadě.

Jak to může být? Objekt na povrchu Mimase by mnohem více přitahoval Saturn než Mimas. Neměl by se Mimas sám roztrhnout nebo se mýlí moje matematika?

Nechystáte se létat z Mimasu, protože Mimas je také ovlivněn gravitací Saturnu a Mimas vyvíjí dostatečně velký tah, aby vás udržel na místě. A protože byste cestovali na oběžné dráze s Mimasem, oba byste prožívali gravitaci Saturnů.

To, co by způsobilo, že se Mimas bude rozpadat, jsou slapové síly, kromě toho, že je dostatečně hustý a dostatečně daleko od Saturnu, aby se tomuto osudu vyhnul. Existuje výpočet, který vám řekne, zda se objekt na oběžné dráze rozpadne, tzv. Rocheův limit. Součástí výpočtu je poměr hustoty primární a hustoty sekundární a Saturnova nízká hustota v tomto případě pomáhá udržovat ji malou. Když to vypočítám sám, dostanu 61 826 kilometrů za tuhou karoserii. To se dobře hodí k tomu, co tato stránka říká, protože hustota Mimas je asi o 2/3 vyšší než hustota Saturnu. Mimas tedy obíhá asi 3krát nad Rocheho limitem a nerozpadne se kvůli gravitaci Saturnu. Dokonce i pro druhý extrém tekutého těla je Roche Limit o něco méně než dvakrát vyšší než u tuhého těla, takže Mimas se stále nerozdělí.

Použití vašeho výpočtu gravitace a připojení dalších 414 km pro průměr Mimasu ukazuje, že rozdíl v gravitaci Saturnu na blízké straně k Saturnu a na druhé straně k Saturnu je jen 0,005 m / s ^ 2, méně než 1/12 povrchová gravitace Mimas (0,063 m / s ^ 2)


Některé myšlenkové experimenty:

Kdybyste byli na Mimasu a ten najednou zmizel a nechal vás ve vesmíru, nebyli byste nasátý na Saturn. Pokračovali byste v podstatě na stejné oběžné dráze, jakou by měla Mimas. Jdete rychle s ohledem na Saturnův povrch a Saturnova gravitace stačí k zakřivení vaší cesty k udržení vaší oběžné dráhy, abyste neletěli do vesmíru a nenarazili na Saturn.

Pokud byste mohli nějak zastavit Mimase (a vás) v jeho stopách s ohledem na Saturn, Mimas a vy byste byli stále ve volném pádu, ale oba by byli přitahováni k Saturnu. Gravitace Mimase by vás měla stále tendenci přitahovat také k jeho středu, abyste neletěli z povrchu.

Pokud byste mohli nějak zastavit Mimase, vytvořit kolem něj adamantitovou skořápku, abyste udrželi její formu, a pozastavit ji v bodě nad Saturnem ve stejné vzdálenosti jako na oběžné dráze, odletěli byste z povrchu směrem k Saturnu, pokud byste byli na straně Saturnu. Je to proto, že bráníte Mimasovi padat s vámi. Zrychlili byste zhruba (1,102 - 0,063) m / s ^ 2, protože Saturn vás táhne dolů a Mimas vás táhne nahoru.

Pokud byste mohli nějak zastavit Mimase a vytvořit pod ním adamantitovou plošinu ve stejné vzdálenosti od Saturnu, měla by se zhroutit a vytvořit na plošině obrovskou hromadu ledu. Limit Roche funguje pro obíhající tělesa.


1 Odpověď 1

Pokud bychom mohli ignorovat Satana, protože věděl, že proti nám nic nemá, nemuseli bychom věnovat žádnou pozornost písmům, která říkají

Buďte střízliví, buďte ostražití, protože váš protivník, ďábel, chodí jako řvoucí lev a hledá, koho by mohl pohltit. 1Pe 5: 8

Noc je daleko strávená, den je po ruce. Odhoďme tedy skutky temnoty a oblékněme si brnění světla. Řím 13:12

Odolajte ďáblu a on před vámi uprchne. Jam 4: 7

především si vezměte štít víry, kterým budete schopni uhasit všechny ohnivé šipky toho ničemného. Ef 6:16

Všechny tyto verše naznačují, že Satanovy hrozby jsou stejně reálné jako jeho potenciál ublížit. Náš boj proti nepříteli nekončí, dokud není uvržen do temnoty se smrtí (Zj 20:14).


Obsah

Discovery Edit

Johann Elert Bode v roce 1772 nejprve navrhl, že mezi oběžnými dráhami Marsu a Jupiteru může existovat neobjevená planeta. [27] Kepler si mezeru mezi Marsem a Jupiterem všiml již v roce 1596. [27] Bode založil svou myšlenku na zákonu Titius-Bode, což je dnes zdiskreditovaná hypotéza, která byla poprvé navržena v roce 1766. Bode poznamenal, že existuje pravidelná vzor o velikosti oběžných drah známých planet a že tento vzor byl narušen pouze velkou mezerou mezi Marsem a Jupiterem. [27] [28] Vzor předpovídal, že chybějící planeta by měla mít oběžnou dráhu s poloměrem blízko 2,8 astronomických jednotek (AU). [28] Objev Urana Williama Herschela v roce 1781 [27] blízko předpokládané vzdálenosti dalšího těla za Saturnem zvýšil víru v zákon Titio a Bode a v roce 1800 skupina vedená redaktorem Franze Xavera von Zacha Monatliche Correspondenz, zaslal žádosti dvaceti čtyřem zkušeným astronomům (které nazval „nebeskou policií“) a žádal, aby spojili své úsilí a zahájili metodické hledání očekávané planety. [27] [28] Ačkoli Ceres neobjevili, později našli několik velkých asteroidů. [28]

Jedním z astronomů vybraných pro vyhledávání byl Giuseppe Piazzi, katolický kněz na Akademii v Palermu na Sicílii. Než dostal Piazzi pozvání ke skupině, objevil 1. ledna 1801. Ceres. [29] [30] Hledal „87. [hvězdu] Katalogu zvěrokruhových hvězd pana la Caille“, ale zjistil, že “ předcházela mu další ". [27] Místo hvězdy našel Piazzi pohybující se objekt podobný hvězdě, o kterém si nejprve myslel, že je kometa. [31] Piazzi pozoroval Ceres celkem 24krát, naposledy 11. února 1801, kdy jeho pozorování přerušila nemoc. Svůj objev oznámil dne 24. ledna 1801 v dopisech pouze dvěma kolegům astronomům, jeho krajanovi Barnaba Oriani z Milána a Johann Elert Bode z Berlína. [32] Ohlásil to jako kometu, ale „protože její pohyb je tak pomalý a poměrně uniformní, několikrát se mi stalo, že by to mohlo být něco lepšího než kometa“. [27] V dubnu zaslal Piazzi svá kompletní pozorování Oriani, Bode a Jérôme Lalande v Paříži. Informace byla zveřejněna v září 1801 vydání Monatliche Correspondenz. [31]

Do této doby se zdánlivá poloha Ceresu změnila (většinou kvůli orbitálnímu pohybu Země) a byla příliš blízko oslnění Slunce, než aby ostatní astronomové potvrdili Piazziho pozorování. Ke konci roku měl být Ceres znovu viditelný, ale po tak dlouhé době bylo těžké předpovědět jeho přesnou polohu. Carl Friedrich Gauss, tehdy 24 let starý, vyvinul účinnou metodu stanovení oběžné dráhy, aby získal Ceres. [31] Za několik týdnů předpověděl cestu Ceres a poslal své výsledky von Zachovi. Dne 31. prosince 1801 našli von Zach a Heinrich W. M. Olbers Ceres poblíž předpokládané polohy, a tak ji získali. [31]

První pozorovatelé byli schopni vypočítat velikost Ceresu pouze v řádu řádů. V roce 1802 Herschel podcenil jeho průměr na 260 km, zatímco v roce 1811 jej Johann Hieronymus Schröter nadhodnotil na 2 613 km. [33] [34]

Upravit jméno

Piazziho původní název pro jeho objev byl Cerere Ferdinandea. Cerere bylo italské jméno Ceres, římské bohyně zemědělství, jejíž pozemský domov a nejstarší chrám ležel na Sicílii. „Ferdinandea“ byla na počest Piazziho současného panovníka a mecenáše, sicilského krále Ferdinanda. [27] [31] „Ferdinandea“ však nebyla přijatelná pro jiné národy a byla zrušena. Před potvrzením Von Zacha v prosinci 1801 označoval planetu jako Héra, zatímco Bode upřednostňoval Juno. Přes Piazziho námitky získala tato dvě jména v Německu měnu, než byla potvrzena existence světa. Jakmile to bylo, astronomové se usadili na Piazziho jménu „Ceres“. [35] Cer, prvek vzácných zemin objevený v roce 1803, byl pojmenován po Ceresovi. [36] [c] Ve stejném roce byl po Ceresovi původně pojmenován také jiný prvek, ale když byl pojmenován cer, jeho objevitel změnil tento prvek na palladium, po druhém asteroidu, 2 Pallas. [38]

Pravidelné adjektivní tvary jména jsou Cererian [39] [40] / s ɪ ˈ r ɪər i ə n / [41] a Cererean [42] (se stejnou výslovností), [43] oba odvozené z latinského šikmého kmene Cĕrĕr-. [44] Nepravidelná forma Ceresian / s ɪ ˈ r iː z i ə n / je příležitostně viděn pro bohyni (jako v srpkovitém Ceresianském jezeře), stejně jako analogicky s obilovin, formuláře Cerean / ˈ s ɪər i ə n / [45] a Cerealian / s ɛr i ˈ eɪ l i ə n /. [46] Starý astronomický symbol Ceres je srp, ⟨⚳⟩ [47] podobný symbolu Venuše ⟨♀⟩, ale s přerušením kruhu. Má variantu ⟨⚳⟩, obrácenou pod vlivem počátečního písmene „C“ slova „Ceres“. Tyto symboly byly později nahrazeny obecným symbolem asteroidu číslovaného disku ⟨①⟩. [31] [48]

Upravit klasifikaci

Kategorizace Ceres se změnila více než jednou a byla předmětem určitých neshod. Johann Elert Bode věřil, že Ceres je „chybějící planeta“, o které navrhoval existenci mezi Marsem a Jupiterem ve vzdálenosti 419 milionů km (2,8 AU) od Slunce. [27] Ceresovi byl přidělen planetární symbol a po dobu půl století zůstal uveden jako planeta v astronomických knihách a tabulkách (spolu s 2 Pallas, 3 Juno a 4 Vesta). [27] [31] [49]

Jelikož byly v okolí Ceresu objeveny další objekty, došlo k závěru, že Ceres představuje první z nové třídy objektů. [27] V roce 1802, s objevem 2 Pallas, William Herschel razil termín asteroid („podobná hvězdám“) pro tato těla [49], která píše, že „podobají se malým hvězdám natolik, že je od nich lze jen těžko odlišit, dokonce ani velmi dobrými dalekohledy“. [50] Jako první takové těleso, které bylo objeveno, dostalo Ceres označení 1 Ceres v rámci moderního systému označení menších planet. V 60. letech 19. století byla široce přijímána existence zásadního rozdílu mezi asteroidy, jako je Ceres, a hlavními planetami, ačkoli přesná definice „planety“ nebyla nikdy formulována. [49]

Debata z roku 2006 o Plutu a o tom, co představuje planetu, vedla k tomu, že byl Ceres považován za reklasifikaci na planetu. [51] [52] Návrh před definicí planety před Mezinárodní astronomickou unií by definoval planetu jako „nebeské těleso, které (a) má dostatečnou hmotnost pro svou vlastní gravitaci k překonání sil tuhého tělesa tak, aby předpokládá hydrostatický rovnovážný (téměř kulatý) tvar a (b) je na oběžné dráze kolem hvězdy a není ani hvězdou, ani satelitem planety “. [53] Kdyby bylo toto rozlišení přijato, bylo by z Ceresu pátá planeta v pořadí od Slunce. [54] To se však nikdy nestalo a dne 24. srpna 2006 byla přijata upravená definice, která obsahuje další požadavek, že planeta musí „vyčistit sousedství kolem své oběžné dráhy“. Podle této definice není Ceres planetou, protože nedominuje na její oběžné dráze, sdílí ji jako s tisíci dalších asteroidů v pásu asteroidů a tvoří pouze asi 25% celkové hmotnosti pásu. [55] Těla, která splňovala první navrhovanou definici, ale ne druhou, jako například Ceres, byla raději klasifikována jako trpasličí planety.

Ceres je největší asteroid v hlavním pásu. [12] Někdy se předpokládalo, že tomu tak bylo reklasifikován jako trpasličí planeta, a proto již není považován za asteroid. Například aktualizace zpráv na webu ProfoundSpace.org hovořila o „Pallasovi, největším asteroidu, a Ceres, trpasličí planetě, která byla dříve klasifikována jako asteroid“, [56] zatímco IAU uvádí otázky a odpovědi, „Ceres je ( nebo nyní můžeme říci, že to byl) největší asteroid “, i když pak hovoří o tom, že„ jiné asteroidy “překračují cestu Ceres a jinak znamená, že Ceres je stále považován za asteroid. [57] Místopisný člen planetární nomenklatury na IAU uvádí Ceres pod „asteroidy“. [58] Centrum planetek poznamenává, že tato těla mohou mít dvojí označení. [59] Rozhodnutí IAU z roku 2006, které klasifikovalo Ceres jako trpasličí planetu, také naznačovalo, že je současně asteroidem. Představuje kategorii malého tělesa sluneční soustavy jako objekty, které nejsou ani planetami, ani trpasličími planetami, a uvádí, že „v současnosti obsahují většinu asteroidů sluneční soustavy“. Jediný objekt mezi asteroidy, který by zabránil Všechno asteroidy z SSSB je Ceres. Lang (2011) komentuje „[IAU] přidala do Ceresu nové označení, které jej klasifikuje jako trpasličí planetu. Podle jeho definice Eris, Haumea, Makemake a Pluto, stejně jako největší asteroid, 1 Ceres, jsou všechny trpasličí planety "a popisuje ji jinde jako„ trpasličí planetu - asteroid 1 Ceres ". [60] NASA označuje Ceres jako trpasličí planetu, [61] stejně jako různé akademické učebnice. [62] [63] NASA však alespoň jednou označila Vestu jako největší asteroid. [64]

Ceres sleduje oběžnou dráhu mezi Marsem a Jupiterem v pásu asteroidů a blíže k oběžné dráze Marsu s dobou 4,6 pozemských let. [3] Dráha je mírně nakloněná (i = 10,6 ° ve srovnání s 7 ° pro Merkur a 17 ° pro Pluto) a mírně excentrický (E = 0,08 ve srovnání s 0,09 pro Mars). [3]

Diagram ilustruje oběžné dráhy Ceres (modrá) a několik planet (bílá a šedá). Segmenty drah pod ekliptikou jsou vykresleny v tmavších barvách a oranžové znaménko plus je umístění Slunce. Diagram vlevo nahoře je polární pohled, který ukazuje umístění Ceres v mezeře mezi Marsem a Jupiterem. Vpravo nahoře je detail ukazující umístění perihelie (q) a aphelie (Q) Ceres a Mars. V tomto diagramu (ale ne obecně) je perihélium Marsu na opačné straně Slunce než Ceres a několik velkých asteroidů hlavního pásu, včetně 2 Pallas a 10 Hygiea. Spodní diagram je boční pohled znázorňující sklon oběžné dráhy Ceres ve srovnání s oběžnými dráhami Marsu a Jupitera.

Ceres byl kdysi považován za člena rodiny asteroidů. [65] Asteroidy této rodiny sdílejí podobné správné orbitální prvky, které mohou někdy v minulosti naznačovat společný původ při srážce asteroidů. Později bylo zjištěno, že Ceres má spektrální vlastnosti odlišné od ostatních členů rodiny, která se nyní nazývá rodina Gefionů po nejbližším rodinném příslušníkovi, 1272 Gefionovi. [65] Zdá se, že Ceres je pouze interloper v rodině Gefionů, který má shodou okolností podobné orbitální prvky, ale nemá společný původ. [66]

Upravit rezonance

Ceres je s Pallasem na orbitální rezonanci blízkého poměru 1: 1 (jejich správné orbitální období se liší o 0,2%). [67] Avšak skutečná rezonance mezi nimi by byla nepravděpodobná kvůli jejich malým hmotám ve srovnání s jejich velkými separacemi, takové vztahy mezi asteroidy jsou velmi vzácné. [68] Přesto je Ceres schopen zachytit další asteroidy do dočasných rezonančních orbitálních vztahů 1: 1 (což z nich dělá dočasné trojské koně) po dobu až 2 milionů let nebo více než padesáti takových objektů bylo identifikováno. [69]

Správné (dlouhodobé průměrné) orbitální prvky ve srovnání s oscilačními (okamžitými) orbitálními prvky pro Ceres:
Živel
typ
A
(v AU)
E i Doba
(ve dnech)
Správný [4] 2.7671 0.116198 9.647435 1,681.60
Oscilační [3]
(Epocha 23. července 2010)
2.7653 0.079138 10.586821 1,679.66
Rozdíl 0.0018 0.03706 0.939386 1.94

Přechody planet z Ceres Edit

Zdá se, že Merkur, Venuše, Země a Mars procházejí Sluncem nebo jej mohou procházet z výhodného bodu na Ceresu. Nejběžnějšími přechody jsou Merkur, ke kterému obvykle dochází každých několik let, naposledy v letech 2006 a 2010.Poslední tranzit Venuše byl v roce 1953 a další bude v roce 2051, příslušná data jsou 1814 a 2081 pro tranzity Země a 767 a 2684 pro tranzity Marsu. [70]

Období rotace Ceres (Cereriánský den) je 9 hodin a 4 minuty. Má axiální náklon 4 °. [9] To je dost malé na to, aby polární oblasti Ceresu obsahovaly trvale zastíněné krátery, u nichž se očekává, že budou působit jako studené pasti a hromadit vodní led v čase, podobně jako situace na Měsíci a Merkuru. Očekává se, že asi 0,14% molekul vody uvolněných z povrchu skončí v pasti, průměrně třikrát vyskočí, než uniknou nebo budou uvězněni. [9]

Pozorování pomocí HST naznačila, že severní pól Ceresu ukázal ve směru vzestupu 19 hodin 24 minut (291 °), deklinace + 59 °, v souhvězdí Draka, což vedlo k axiálnímu sklonu přibližně 3 °. [11] Svítání později určeno, že severní polární osa ve skutečnosti směřuje při pravém vzestupu 19 h 25 m 40,3 s (291 418 °), deklinace + 66 ° 45 '50 "(asi 1,5 stupně od Delta Draconis), což znamená axiální náklon 4 °. [ 71]

V průběhu 3 milionů let gravitační vliv Jupitera a Saturnu spustil cyklické posuny v Ceresově axiálním sklonu v rozmezí od 2 do 20 stupňů, což znamená, že v minulosti došlo k sezónním účinkům, přičemž poslední období sezónní aktivity se odhaduje na Před 14 000 lety. Krátery, které zůstávají ve stínu během období maximálního axiálního náklonu, si s největší pravděpodobností udrží vodu po dobu stáří sluneční soustavy. [72]

Ceres má hmotnost 9,39 × 10 20 kg, jak bylo stanoveno z Svítání kosmická loď. [73] S touto hmotou tvoří Ceres přibližně čtvrtinu z odhadované celkové hmotnosti pásu asteroidů 3,0 ± 0,2 × 10 21 kg, [55] neboli 1,3% hmotnosti Měsíce. Ceres je blízko tomu, aby byl v hydrostatické rovnováze, a tedy že je trpasličí planetou. Existují však určité odchylky od rovnovážného tvaru, které je třeba ještě plně vysvětlit. [19] Mezi tělesy sluneční soustavy má Ceres střední velikost mezi menším asteroidem Vesta a větším měsícem Tethys a přibližně velikost velkého transneptunského objektu Orcus. Jeho rozloha je přibližně stejná jako rozloha Indie nebo Argentiny. [74] V červenci 2018 vydala NASA srovnání fyzických vlastností nalezených na Ceres s podobnými přítomnými na Zemi. [75]

Ceres je nejmenší objekt, který pravděpodobně bude v hydrostatické rovnováze, je o 600 km menší a má méně než polovinu hmotnosti Saturnova měsíce Rhea, dalšího nejmenšího pravděpodobného (ale neprokázaného) objektu. [76] Modelování naznačuje, že Ceres může mít malé kovové jádro z částečné diferenciace své kamenité frakce, [77] [78], ale data jsou v souladu s pláštěm hydratovaných silikátů a bez jádra. [19]

Úpravy povrchu

Povrch Ceresu je v globálním měřítku „pozoruhodně“ homogenní a je bohatý na uhličitany a amonné fylosilikáty, které byly změněny vodou. [19] Vodní led v regolitu se však pohybuje od přibližně 10% v polárních šířkách po mnohem suchší, dokonce i bez ledu v rovníkových oblastech. [15] [19] Další rozsáhlou variantu nalezneme ve třech velkých mělkých povodích (planitia) se zhoršenými okraji, mohou to být kryptické krátery a dvě ze tří mají vyšší než průměrné koncentrace amonia. [19]

Vodní oceán, o kterém se předpokládá, že existoval na začátku historie Ceres, měl po zamrznutí zanechat pod povrchem ledovou vrstvu. Skutečnost, že Svítání nenalezeny žádné důkazy o takové vrstvě, naznačují, že původní kůra Ceres byla alespoň částečně zničena pozdějšími dopady, přičemž důkladně promísil led se solemi a materiálem bohatým na křemičitany starověkého mořského dna a materiálem pod ním. [19]

Studie provedené Hubbleovým kosmickým dalekohledem odhalily, že na povrchu Ceresu jsou přítomny grafit, síra a oxid siřičitý. První z nich je zjevně výsledkem zvětrávání vesmíru na starších povrchech Ceresu, druhé dva jsou za cereriánských podmínek těkavé a dalo by se očekávat, že buď rychle uniknou, nebo se usadí v chladných pasti, a jsou evidentně spojeny s oblastmi s nedávnou geologickou aktivitou. [79]

Krátery Upravit

Před Svítání mise bylo na Ceresu jednoznačně detekováno jen několik povrchových prvků. Snímky ultrafialového Hubblova kosmického dalekohledu s vysokým rozlišením pořízené v roce 1995 ukázaly na jeho povrchu tmavou skvrnu, která byla na počest objevitele Ceres přezdívána „Piazzi“. [21] To bylo považováno za kráter. Později snímky blízké infračerveného záření s vyšším rozlišením pořízené po celou rotaci pomocí dalekohledu Keck pomocí adaptivní optiky ukázaly několik jasných a tmavých prvků pohybujících se Ceresovou rotací. [80] [81] Dva tmavé rysy měly kruhové tvary a předpokládalo se, že jsou krátery, u jednoho z nich byla pozorována jasná centrální oblast, zatímco u jiného byl identifikován znak „Piazzi“. [80] [81] Snímky z Hubblova kosmického dalekohledu ve viditelném světle pořízené v letech 2003 a 2004 ukázaly jedenáct rozeznatelných povrchových prvků, jejichž vlastnosti pak nebyly stanoveny. [11] [82] Jeden z těchto znaků odpovídá dříve známému „Piazzi“ znaku. [11] Svítání odhalil, že Ceres má silně kráterovaný povrch, ale Ceres nemá tolik velkých kráterů, jak se očekávalo, pravděpodobně kvůli minulým geologickým procesům. [83] [84]

Kryovulkanismus Upravit

Ceres má jednu prominentní horu, tento vrchol Ahuna Mons se jeví jako kryovulkán a má několik kráterů, což naznačuje maximální stáří ne více než několik set milionů let. [86] [87] Jeho relativně vysoké gravitační pole naznačuje, že je velmi husté, a je tedy složeno více ze skály než z ledu, a že jeho umístění je pravděpodobně způsobeno diapirismem kejdy solných a silikátových částic z horní části pláště. [88]

Pozdější počítačová simulace naznačuje, že na Ceresu bylo původně až 22 kryovulkánů, které jsou nyní kvůli viskózní relaxaci nerozpoznatelné. [89] Modely naznačují, že by se na Ceres měl každých 50 milionů let vytvořit jeden kryovulkán. [90]

Nečekaně velký počet kráterů Cererian má centrální jámy, snad kvůli kryovulkanickým procesům, a mnoho z nich má centrální vrcholy. [91] Několik světlých míst (Faculae) byly pozorovány uživatelem Svítání, nejjasnější bod („Spot 5“) nacházející se uprostřed kráteru o délce 80 kilometrů, který se jmenuje Occator. [92] Ze snímků pořízených Ceres dne 4. května 2015 byla sekundární jasná skvrna odhalena jako skupina rozptýlených jasných oblastí, možná až deseti. Tyto jasné rysy mají albedo přibližně 40% [93], které je způsobeno látkou na povrchu, případně ledem nebo solemi, odrážejícími sluneční světlo. [94] [95] Místo ve středu kráteru je pojmenováno Cerealia Facula, [96] a skupina míst na východě - Vinalia Faculae. [97] Nad Spot 5, nejznámějším jasným bodem, se pravidelně objevuje opar, který podporuje hypotézu, že světlé skvrny tvořil nějaký odplyňující nebo sublimující led. [95] [98] V březnu 2016 Svítání našel definitivní důkaz molekul vody na povrchu Ceres v kráteru Oxo. [99] [100]

Dne 9. prosince 2015 vědci NASA uvedli, že světlé skvrny na Ceres mohou souviset s typem soli, zejména s formou solanky obsahující hexahydrát síranu hořečnatého (MgSO4· 6H2O) bylo také zjištěno, že skvrny byly spojeny s jíly bohatými na amoniak. [101] Spektra blízkých infračervených paprsků těchto jasných oblastí byla v roce 2017 uváděna jako konzistentní s velkým množstvím uhličitanu sodného (Na
2 CO
3 ) a menší množství chloridu amonného (NH
4 Cl) nebo hydrogenuhličitan amonný (NH
4 HCO
3 ). [102] [103] Bylo navrženo, že tyto materiály pocházejí z nedávné krystalizace solanky, která se dostala na povrch zespodu. [104] [105] [106] [107] [108] V srpnu 2020 NASA potvrdila, že Ceres bylo tělo bohaté na vodu s hlubokým rezervoárem solanky, která prosakovala na povrch na různých místech a způsobovala „světlé skvrny“, včetně ti v kráteru Occator. [109] [110]

Úpravy uhlíku

Organické sloučeniny (tholiny) byly detekovány na Ceres v kráteru Ernutet [111] [112] a většina povrchu planety je extrémně bohatá na uhlík [113], přičemž na jeho blízkém povrchu je přibližně 20% uhlíku. [114] [115] Obsah uhlíku je více než pětkrát vyšší než v uhlíkatých chondritových meteoritech analyzovaných na Zemi. [115] Povrchový uhlík vykazuje důkazy o tom, že je smíchán s produkty interakcí hornina-voda, jako jsou jíly. [114] [115] Tato chemie naznačuje, že Ceres vznikl v chladném prostředí, snad mimo oběžnou dráhu Jupitera, a že se akumuloval z materiálů bohatých na uhlík v přítomnosti vody, což by mohlo poskytovat podmínky příznivé pro organickou chemii. [114] [115] Jeho přítomnost na Ceres je důkazem, že základní ingredience pro život lze nalézt ve vesmíru. [113]

Balvany Upravit

Na povrchu Ceresu je 4423 balvanů větších než 105 metrů. Tyto balvany se nacházejí uvnitř nebo v blízkosti kráterů, i když ne všechny krátery obsahují balvany. Rozsáhlé oblasti povrchu Ceresu nemají žádné velké (> 100 m) balvany. Kromě toho jsou velké balvany na Ceres početnější ve vyšších zeměpisných šířkách než v nižších zeměpisných šířkách. Tyto balvany jsou velmi křehké a rychle se degradují v důsledku tepelného namáhání (za úsvitu a soumraku se povrchová teplota rychle mění) a meteoritických nárazů. Jejich maximální věk je 150 milionů let, což je mnohem kratší než životnost balvanů na Vesta. [116]

Vnitřní struktura Upravit

Aktivní geologie Ceresu je poháněna ledem a solnými roztoky s celkovou slaností kolem 5%. Celkově představuje Ceres přibližně 40% nebo 50% objemových vody, ve srovnání s 0,1% pro Zemi a 73% hmotnostních horniny. [15]

Skutečnost, že na povrchu byly zachovány krátery o průměru menším než 300 km, naznačuje, že nejvzdálenější vrstva Ceres je řádově 1000krát silnější než vodní led. To je v souladu se směsí silikátů, hydratovaných solí a methanu klatrátů, s ne více než přibližně 30% vodního ledu. [19]

Tloušťka a hustota kůry nejsou dobře omezeny. Existují konkurenční dvouvrstvé a třívrstvé modely cereriánského interiéru, nepočítaje možné malé kovové jádro.

Třívrstvý model Upravit

V třívrstvém modelu se předpokládá, že Ceres sestává z vnitřního bahnitého pláště hydratované horniny, jako jsou jíly, mezivrstvy solanky a horniny (bahna) do hloubky nejméně 100 km a vnější, 40 -km silná kůra ledu, solí a hydratovaných minerálů. [117] Není známo, zda obsahuje kamenné nebo kovové jádro, ale nízká střední hustota naznačuje, že si může ponechat asi 10% pórovitost. [15] Jedna studie odhadla hustotu jádra a pláště / kůry na 2,46–2,90 a 1,68–1,95 g / cm3, přičemž plášť a kůra byly tlusté 70–190 km. Očekává se pouze částečná dehydratace (vypuzení ledu) z jádra, zatímco vysoká hustota pláště vzhledem k vodnímu ledu odráží jeho obohacení o silikáty a soli. [8] To znamená, že jádro, plášť a kůra sestávají ze skály a ledu, i když v různých poměrech.

Minerální složení lze určit pouze nepřímo pro vnějších 100 km. 40 km silná pevná vnější kůra je směsí ledu, solí a hydratovaných minerálů. Pod tím je vrstva, která může obsahovat malé množství solanky. To sahá až do hloubky minimálně 100 km detekční hranice. Pod tím se předpokládá, že je to plášť, kterému dominují hydratované horniny, jako jsou jíly. Není možné určit, zda hluboký vnitřek Ceres obsahuje kapalinu nebo jádro z hustého materiálu bohatého na kov. [118]

Dvouvrstvý model Upravit

V jednom dvouvrstvém modelu se Ceres skládá z jádra chondrul a pláště ze směsného ledu a pevných částic o velikosti mikronů („bahno“). Sublimace ledu na povrchu by zanechala nános hydratovaných částic tlustých asi 20 metrů. Existuje rozsah v rozsahu diferenciace, který je konzistentní s daty, od velkého 360 km dlouhého jádra se 75% chondrulemi a 25% částic a pláště 75% ledu a 25% částic až po malou 85 km jádro sestávající téměř výhradně z částic a plášť z 30% ledu a 70% částic. U velkého jádra by hranice mezi jádrem a pláštěm měla být dostatečně teplá pro kapsy solanky. S malým jádrem by měl plášť zůstat kapalný pod 110 km. V druhém případě by 2% zamrznutí zásobníku kapaliny stlačilo kapalinu natolik, že by nějakou vytlačilo na povrch, což by vedlo ke kryovulkanismu. [119]

Jiný model to konstatuje Svítání údaje odpovídají částečné diferenciaci Ceres na kůru bohatou na těkavé látky a hustší plášť hydratovaných silikátů. Rozsah hustot kůry a pláště lze vypočítat z typů meteoritů, o nichž se předpokládá, že ovlivnily Ceres. U meteoritů třídy CI (hustota 2,46 g / cm 3) bude kůra tlustá přibližně 70 km a hustota 1,68 g / cm 3 s meteority třídy CM (hustota 2,9 g / cm 3) bude přibližně 190 km silné a mají hustotu 1,9 g / cm 3. Nejvhodnější z přijímacího modelování poskytuje kůru tlustou přibližně 40 km s hustotou přibližně 1,25 g / cm3 a hustotu pláště / jádra přibližně 2,4 g / cm3. [19]

Existují náznaky, že Ceres má na povrchu řídkou atmosféru vodní páry odplyňující z vodního ledu, což z něj činí aktivní asteroid. [120] [121] [122] [123]

Led povrchové vody je nestabilní ve vzdálenostech méně než 5 AU od Slunce [124], takže se očekává, že vzplane, pokud bude vystaven přímo slunečnímu záření. Vodní led může migrovat z hlubokých vrstev Ceres na povrch, ale unikne ve velmi krátkém čase.

Začátkem roku 2014 byly údaje z Herschel Space Observatory, bylo objeveno, že na Ceresu je několik lokalizovaných (v průměru ne větších než 60 km) zdrojů vodní páry na střední šířce, z nichž každý vydává přibližně 10 26 molekul (neboli 3 kg) vody za sekundu. [125] [126] [d] Dvě oblasti potenciálního zdroje, označené jako Piazzi (123 ° E, 21 ° N) a Region A (231 ° E, 23 ° N), byly v blízké infračervené oblasti vizualizovány jako tmavé oblasti (Region A má také jasný střed) observatoří WM Keck. Možnými mechanismy pro uvolňování par jsou sublimace z přibližně 0,6 km 2 vystaveného povrchového ledu nebo kryovulkanické erupce vyplývající z radiogenního vnitřního tepla [125] nebo z natlakování podpovrchového oceánu v důsledku růstu nadměrné vrstvy ledu. [129] Očekává se, že povrchová sublimace bude nižší, když je Ceres dále na oběžné dráze od Slunce, zatímco emise na vnitřní pohon by neměly být ovlivňovány jeho orbitální polohou. Omezené dostupné údaje více odpovídaly sublimaci v kometárním stylu [125], následné důkazy z Dawn však silně naznačují, že pokračující geologická aktivita by mohla být alespoň částečně zodpovědná. [130] [131]

Studie využívají Svítání gama paprsek a detektor neutronů (GRaND) ​​odhalují, že Ceres pravidelně zrychluje elektrony ze slunečního větru, i když existuje několik možností, co to způsobuje, nejpřijatelnější je, že tyto elektrony jsou urychlovány srážkami mezi slunečním větrem a jemnou exosféra vodní páry. [132]

V roce 2017 Svítání potvrdil, že Ceres má přechodnou atmosféru, která se zdá být spojena se sluneční aktivitou. Led na Ceres se může sublimovat, když energetické částice ze Slunce narazí na odkrytý led v kráterech. [133]

Ceres je přežívající protoplaneta (planetární embryo), která se vytvořila před 4,56 miliardami let, jediná přežívající ve vnitřní sluneční soustavě, se zbytkem buď splynutím a vytvořením pozemských planet, nebo vyřazením ze sluneční soustavy Jupiterem. [134] Jeho složení však není v souladu s tvorbou v pásu asteroidů. Vypadá to, že se Ceres formoval jako kentaur, nejpravděpodobněji mezi oběžnými dráhami Jupitera a Saturnu, a byl rozptýlen do pásu asteroidů, když Jupiter migroval ven. [15] Objev amoniakálních solí v kráteru Occator podporuje původ ve vnější sluneční soustavě. [135] Přítomnost amoniakálních ledů však lze přičíst dopadům komet a amonné soli jsou na povrchu pravděpodobněji nativní. [136]

Geologický vývoj Ceresu závisel na zdrojích tepla dostupných během a po jeho vzniku: tření z planetesimálního narůstání a rozpad různých radionuklidů (možná včetně krátkodobých vyhynulých radionuklidů, jako je hliník-26). Považuje se to za dostačující k tomu, aby se Ceres brzy po svém vzniku mohl odlišit od skalnatého jádra a ledového pláště. [78] Ceres má překvapivě malý počet velkých kráterů, což naznačuje, že viskózní relaxace, vodní vulkanismus a tektonika mohly vymazat starší geologické rysy. [137] Ceresova relativně teplá povrchová teplota naznačuje, že jakýkoli z výsledného ledu na jeho povrchu by se postupně sublimoval a zanechal po sobě různé hydratované minerály, jako jsou jílové minerály a uhličitany. [88]

Dnes se Ceres stal podstatně méně geologicky aktivním a jeho povrch byl vytesán hlavně dopady, nicméně důkazy z Svítání odhaluje, že vnitřní procesy do značné míry pokračovaly ve tvarování povrchu Ceres, což je v ostrém kontrastu s Vestou [138] a předchozími očekáváními, že Ceres by kvůli své malé velikosti na počátku své historie geologicky zemřel. [139] V jeho kůře je značné množství vodního ledu. [112]

Ačkoli Ceres není tak aktivně diskutován jako potenciální domov mikrobiálního mimozemského života jako Mars, Europa, Enceladus nebo Titan, je to po Zemi nejbohatší těleso ve vnitřní sluneční soustavě [88] a existují důkazy, že jeho ledový plášť byl kdysi vodnatým podzemním oceánem. [115] Ačkoli nezažije přílivový ohřev, jako je Evropa nebo Enceladus, je dostatečně blízko ke Slunci a obsahuje dostatek radioaktivních izotopů s dlouhou životností, aby dlouhodobě uchovával kapalnou vodu v podpovrchové oblasti. [88] Dálková detekce organických sloučenin a přítomnost vody s 20% hmotnostních uhlíku v jejím blízkém povrchu by mohla poskytnout podmínky příznivé pro organickou chemii. [114] [115] Zatímco Ceres je bohatý na uhlík, vodík, kyslík a dusík, dva další klíčové biogenní prvky, síra a fosfor, se ukázaly jako nepolapitelné. [88] [140] Uvolnění Ceresovy topografie napříč jeho povrchem je důkazem pro kapalnou vrstvu asi 60 km pod povrchem, nebo přinejmenším kapsy solanky, které mohou přetrvávat až do současnosti. [88]

Úpravy pozorování

Když je v opozici poblíž svého perihelionu, může Ceres dosáhnout zdánlivé velikosti +6,7.[142] To je obecně považováno za příliš slabé, aby bylo viditelné pouhým okem, ale za ideálních podmínek sledování to mohou vidět ostré oči se zrakem 20/20. Jediné další asteroidy, které mohou dosáhnout podobně jasné velikosti, jsou 4 Vesta, a když jsou ve vzácných opozicích blízko jejich perihelionů, 2 Pallas a 7 Iris. [143] Když je ve spojení, Ceres má velikost kolem +9,3, což odpovídá nejslabším objektům viditelným pomocí dalekohledu 10 × 50, takže jej lze vidět pomocí takových dalekohledů na přirozeně temné a jasné noční obloze kolem nového měsíce.

Některá pozoruhodná pozorování a milníky pro Ceres zahrnují následující:

  • 1984 13. listopadu: Zakrytí hvězdy Ceresem pozorované v Mexiku, na Floridě a v Karibiku. [144]
  • 1995 25. června: ultrafialovéHubbleův vesmírný dalekohled obrázky s rozlišením 50 kilometrů. [21] [145]
  • 2002: Infračervené snímky s rozlišením 30 km pořízené dalekohledem Keck pomocí adaptivní optiky. [81]
  • 2003 a 2004: Viditelné světelné obrazy s rozlišením 30 km (nejlepší před Svítání mise) přijatá pomocí Hubble. [11][82]
  • 2012 22. prosince: Ceres zakryl hvězdu TYC 1865-00446-1 nad částmi Japonska, Ruska a Číny. [146] Ceresova jasnost byla 6,9 stupně a hvězda 12,2. [146]
  • 2014: Bylo zjištěno, že Ceres má řídkou atmosféru (exosféru) vodní páry, potvrzeno Herschel vesmírný dalekohled. [147]
  • 2015: NASA Svítání kosmická loď se přiblížila a obíhala kolem Ceresu a posílala podrobné snímky a vědecká data zpět na Zemi.

Navrhovaný průzkum Upravit

V roce 1981 byl Evropské kosmické agentuře (ESA) předložen návrh na misi asteroidů. S názvem Asteroidal Gravity Optical and Radar Analysis (AGORA) měla tato kosmická loď vypustit nějaký čas v letech 1990–1994 a provést dva průlety velkých asteroidů. Preferovaným cílem této mise byla Vesta. AGORA by se k pásu asteroidů dostala buď gravitační prakovou trajektorií kolem Marsu, nebo pomocí malého iontového motoru. ESA však návrh odmítl. Poté byla vypracována společná mise asteroidů NASA – ESA pro Multiple Asteroid Orbiter with Solar Electric Propulsion (MAOSEP), s jedním z profilů mise včetně oběžné dráhy Vesty. NASA naznačila, že se o misi asteroidů nezajímají. Místo toho ESA provedla technologickou studii kosmické lodi s iontovým pohonem. Další mise k pásu asteroidů navrhly v 80. letech Francie, Německo, Itálie a USA, ale žádná nebyla schválena. [148] Průzkum Ceres průletem a dopadajícím penetrátorem byl druhým hlavním cílem druhého plánu víceleté sovětské mise Vesta, která byla vyvinuta ve spolupráci s evropskými zeměmi pro realizaci v letech 1991–1994, ale zrušena z důvodu rozpuštění Sovětského svazu.

Čínská kosmická agentura navrhuje misi s návratem vzorků z Ceresu, která se uskuteční během 20. let 20. století. [149]

Mise Calathus je konceptem kráteru Occator v Ceres, který má vrátit na Zemi vzorek jasných karbonátových tváří a temných organických látek. [150] [151]

Dawn mise Upravit

Na počátku 90. let NASA zahájila Discovery Program, který měl být sérií levných vědeckých misí. V roce 1996 studijní tým programu doporučil jako prioritu misi prozkoumat pás asteroidů pomocí kosmické lodi s iontovým motorem. Financování tohoto programu zůstávalo problematické několik let, ale do roku 2004 Svítání vozidlo prošlo kritickou kontrolou návrhu. [152]

Byla zahájena 27. září 2007 jako vesmírná mise uskutečnit první návštěvy Vesty i Ceres. Dne 3. května 2011 Svítání získal svůj první zaměřovací obraz 1,2 milionu kilometrů od společnosti Vesta. [153] Po oběžné dráze kolem Vesty po dobu 13 měsíců, Svítání použil svůj iontový motor k odletu do Ceresu, přičemž gravitační zachycení nastalo 6. března 2015 [154] při vzdálenosti 61 000 km [155] čtyři měsíce před Nové obzory průlet Pluta.

Svítání profil mise požadoval, aby studovala Ceres z řady kruhových polárních oběžných drah v postupně nižších nadmořských výškách. Na svoji první oběžnou dráhu („RC3“) vstoupila 23. dubna 2015 kolem Ceres v nadmořské výšce 13 500 km, přičemž zůstala pouze na přibližně jedné oběžné dráze (patnáct dní). [24] [156] Kosmická loď následně snížila svou oběžnou vzdálenost na 4400 km pro svou druhou observační oběžnou dráhu („průzkum“) po dobu tří týdnů, [157] poté dolů na 1470 km (oběžná dráha mapování „vysoké výšky“ HAMO) po dobu dvou měsíců [158] a poté po dobu nejméně tří měsíců dolů na konečnou oběžnou dráhu ve výšce 375 km (oběžná dráha mapování „LAMO“ v malé výšce). [159]

Přístrojové vybavení kosmické lodi zahrnuje rámovací kameru, vizuální a infračervený spektrometr a detektor gama a neutronů. Tyto přístroje zkoumaly Ceresův tvar a elementární složení. [160] Dne 13. ledna 2015 Svítání pořídil první snímky Ceres v blízkosti-Hubble rozlišení, odhalující impaktní krátery a malou skvrnu s vysokým albedem na povrchu poblíž stejného místa, jaké bylo pozorováno dříve. Další zobrazovací relace se při stále lepším rozlišení konaly 25. ledna, 12., 19. a 25. února, 1. března a 10. a 15. dubna. [161]

Fotografie s dříve nedosaženým rozlišením byly pořízeny během zobrazovacích relací počínaje lednem 2015 jako Svítání přiblížil se k Ceresovi a ukázal kráterový povrch. Na snímku ze dne 19. února 2015 byly vidět dvě odlišné světlé skvrny (nebo rysy s vysokým obsahem albeda) uvnitř kráteru (odlišné od jasných skvrn pozorovaných u dřívějších snímků z HST [162]), což vedlo ke spekulacím o možném kryovulkanickém původu [163] [ 164] [165] nebo odplynění. [166] Dne 3. března 2015 mluvčí NASA uvedl, že skvrny jsou konzistentní s vysoce reflexními materiály obsahujícími led nebo soli, ale že kryovolkanismus je nepravděpodobný. [167] Dne 2. září 2016 však vědci z týmu Dawn tvrdili v a Věda papír, že masivní kryovulkán s názvem Ahuna Mons je dosud nejsilnějším důkazem existence těchto tajemných útvarů. [168] [169] Dne 11. května 2015 vydala NASA snímek s vyšším rozlišením, který ukazuje, že místo jednoho nebo dvou bodů je jich skutečně několik. [170] Dne 9. prosince 2015 uvedli vědci NASA, že světlé skvrny na Ceres mohou souviset s typem soli, zejména s formou solanky obsahující hexahydrát síranu hořečnatého (MgSO4· 6H2O) bylo také zjištěno, že skvrny byly spojeny s jíly bohatými na amoniak. [101] V červnu 2016 bylo zjištěno, že blízká infračervená spektra těchto jasných oblastí jsou v souladu s velkým množstvím uhličitanu sodného (Na
2 CO
3 ), z čehož vyplývá, že na vytváření světlých míst se pravděpodobně podílela nedávná geologická aktivita. [104] [105] [107] V červenci 2018 vydala NASA srovnání fyzických vlastností nalezených na Ceres s podobnými přítomnými na Zemi. [75] Od června do října 2018 Svítání obíhal Ceres z pouhých 35 km (22 mi) a až z 4000 km (2500 mi). [171] [172] The Svítání mise skončila 1. listopadu 2018 poté, co kosmické lodi došlo palivo.

V říjnu 2015 NASA vydala věrný barevný portrét Ceresu od Svítání. [173] V únoru 2017 byly na Ceres v kráteru Ernutet detekovány organické látky (tholiny) (viz obrázek). [111] [112]

Svítání Příchod na stabilní oběžnou dráhu kolem Ceres byl zpožděn poté, co byl blízko Ceres, zasažen kosmickým paprskem, což vedlo k další, delší cestě kolem Ceres vzadu, místo přímé spirály k němu. [174]

Mapa Ceres (se středem na 180 ° zeměpisné délky, březen 2015)

Mapa Ceres (Mercator HAMO color březen 2016)

Mapa Ceres (eliptická barva HAMO, březen 2016)

Černobílá fotografická mapa Ceres se středem na 180 ° zeměpisné délky s oficiální nomenklaturou (září 2017)

Topografická mapa Ceres (září 2016).
15 km (10 mil) nadmořské výšky odděluje nejnižší podlaží kráteru (indigo) od nejvyšších vrcholů (bílá). [175]

Polokulovité topografické mapy Ceres, soustředěné na 60 ° a 240 ° východní délky (červenec 2015).

Ceres, polární oblasti (listopad 2015): sever (vlevo) na jih (vpravo).

Mapa čtyřúhelníků Upravit

Následující imagemapa Ceres je rozdělena do 15 čtyřúhelníků. Jsou pojmenovány podle prvních kráterů, jejichž jména IAU schválila v červenci 2015. [176] Mapové snímky byly pořízeny Svítání vesmírná sonda.


Obsah

Discovery Edit

Titan byl objeven 25. března 1655 nizozemským astronomem Christiaanem Huygensem. [17] [18] Huygens byl inspirován Galileovým objevem čtyř největších měsíců Jupitera v roce 1610 a jeho vylepšením technologie dalekohledu. Christiaan s pomocí svého staršího bratra Constantijna Huygense mladšího začal stavět dalekohledy kolem roku 1650 a objevil jeden pozorovaný měsíc obíhající kolem Saturnu pomocí jednoho z dalekohledů, které postavili. [19] Byl to šestý měsíc, jaký byl kdy objeven, po zemském měsíci a galileovském měsíci Jupiteru. [20]

Pojmenování Upravit

Huygens pojmenoval svůj objev Saturni Luna (nebo Luna Saturni, Latinsky „Saturnův měsíc“), publikování v traktu z roku 1655 De Saturni Luna Observatio Nova (Nové pozorování Saturnova měsíce). [21] Poté, co Giovanni Domenico Cassini zveřejnil v letech 1673 až 1686 své objevy dalších čtyř měsíců Saturnu, si astronomové zvykli označovat tyto a Titan jako Saturn I. až V (s Titanem pak na čtvrté pozici). Další raná epiteta pro Titan zahrnují „obyčejný Saturnův satelit“. [22] Mezinárodní astronomická unie oficiálně počítá Titan jako Saturn VI. [23]

Název Titana jména všech sedmi tehdy známých saturnských satelitů pocházela od Johna Herschela (syna Williama Herschela, objevitele dalších dvou saturnských měsíců, Mimase a Encelada), v jeho publikaci z roku 1847 Výsledky astronomických pozorování provedených v letech 1834, 5, 6, 7, 8 na mysu Dobré naděje. [24] [25] Od té doby byly kolem Saturnu objeveny četné malé měsíce. [26] Saturnské měsíce jsou pojmenovány po mytologických obrech. Jméno Titan pochází z Titánů, rasy nesmrtelných v řecké mytologii. [23]

Titan obíhá kolem Saturnu jednou za 15 dní 22 hodin. Stejně jako Měsíc Země a mnoho satelitů obřích planet je jeho rotační období (jeho den) totožné s jeho oběžným obdobím Titan je přílivově uzamčen v synchronní rotaci se Saturnem a trvale ukazuje jednu tvář planetě. Zeměpisné délky na Titanu se měří na západ, počínaje poledníkem procházejícím tímto bodem. [27] Jeho orbitální excentricita je 0,0288 a orbitální rovina je nakloněna o 0,348 stupňů vzhledem k saturnskému rovníku. [6] Při pohledu ze Země dosáhl Titan úhlové vzdálenosti asi 20 poloměrů Saturnu (něco přes 1 200 000 kilometrů) od Saturnu a subtiluje disk o průměru 0,8 oblouku sekundy. [ Citace je zapotřebí ]

Malý satelit Hyperion nepravidelného tvaru je uzamčen v orbitální rezonanci 3: 4 s Titanem. „Pomalý a plynulý“ vývoj rezonance - ve kterém Hyperion migroval z chaotické dráhy - je na základě modelů považován za nepravděpodobný. Hyperion se pravděpodobně vytvořil na stabilním orbitálním ostrově, zatímco mohutný Titan absorboval nebo vymrštil těla, která se blížila. [28]

Titan má průměr 5 149,46 kilometrů (3 199,73 mil), [7] 1,06krát větší než planeta Merkur, 1,48 měsíční a 0,40 větší než Země. Před příjezdem Voyager 1 v roce 1980 se předpokládalo, že Titan je o něco větší než Ganymede (průměr 5262 kilometrů), a tedy největší měsíc ve sluneční soustavě, což bylo nadhodnocení způsobené hustou neprůhlednou atmosférou Titanu s vrstvou oparu 100-200 kilometrů nad jeho povrchem. Tím se zvyšuje jeho zdánlivý průměr. [29] Průměr a hmotnost Titanu (a tím i jeho hustota) jsou podobné jako u jupitských měsíců Ganymeda a Callisto. [30] Na základě své objemové hustoty 1,88 g / cm3 je složení Titanu napůl vodního ledu a napůl kamenitého materiálu. Ačkoli má podobné složení jako Dione a Enceladus, je hustší díky gravitační kompresi. Má hmotnost 1/4226 hmotnosti Saturnu, což z něj činí největší měsíc plynných obrů v poměru k hmotnosti jeho primárního prostoru. Je to druhé místo, pokud jde o relativní průměr měsíců k plynnému gigantovi Titanu, který je 1 / 22,609 průměru Saturna, Triton má větší průměr vzhledem k Neptunu k 1 / 18,092. [ Citace je zapotřebí ]

Titan je pravděpodobně částečně diferencovaný do odlišných vrstev se skalnatým středem o délce 3 400 kilometrů (2100 mil). [31] Toto skalní středisko je obklopeno několika vrstvami složenými z různých krystalických forem ledu. [32] Jeho vnitřek může být stále dostatečně horký pro kapalnou vrstvu skládající se z „magmatu“ složeného z vody a amoniaku mezi ledem Ih kůra a hlubší ledové vrstvy vyrobené z vysokotlakých forem ledu. Přítomnost amoniaku umožňuje vodě zůstat kapalnou i při nízké teplotě 176 K (-97 ° C) (pro eutektickou směs s vodou). [33] Cassini sonda objevila důkazy vrstvené struktury v podobě přirozených extrémně nízkofrekvenčních rádiových vln v atmosféře Titanu. Povrch Titanu je považován za špatný reflektor extrémně nízkofrekvenčních rádiových vln, takže se místo toho mohou odrážet od hranice kapaliny a ledu podpovrchového oceánu. [34] Povrchové prvky byly pozorovány Cassini kosmická loď se mezi říjnem 2005 a květnem 2007 systematicky posunula až o 30 kilometrů (19 mi), což naznačuje, že kůra je oddělena od vnitřku, a poskytuje další důkazy pro vnitřní kapalnou vrstvu. [35] Další podpůrné důkazy o kapalné vrstvě a ledové skořápce oddělené od pevného jádra pocházejí ze způsobu, jakým se gravitační pole mění, když Titan obíhá kolem Saturnu. [36] Porovnání gravitačního pole s pozorováním topografie na základě RADARU [37] rovněž naznačuje, že ledová skořápka může být v podstatě tuhá. [38] [39]

Předpokládá se, že měsíce Jupitera a Saturnu vznikly společným narůstáním, což je podobný proces, o kterém se předpokládá, že vytvořil planety ve sluneční soustavě. Když se mladí plynní obři formovali, byli obklopeni disky materiálu, které se postupně splynuly v měsíce. Zatímco Jupiter vlastní čtyři velké satelity na velmi pravidelných oběžných drahách podobných planetám, Titan v naprosté většině ovládá Saturnův systém a má vysokou orbitální excentricitu, která není okamžitě vysvětlena pouze společným narůstáním. Navrhovaný model pro formování Titanu spočívá v tom, že Saturnův systém začínal skupinou měsíců podobných Jupiterovým galilejským satelitům, ale byly narušeny řadou obrovských dopadů, které pokračovaly ve formování Titanu. Z trosek těchto srážek vznikly Saturnovy měsíce střední velikosti, jako Iapetus a Rhea. Takový násilný začátek by také vysvětlil Titanovu orbitální výstřednost. [40]

Analýza atmosférického dusíku z Titanu z roku 2014 naznačuje, že byl pravděpodobně získán z materiálu podobného materiálu, který se nachází v Oortově oblaku, a nikoli ze zdrojů přítomných při společném narůstání materiálů kolem Saturnu. [41]

Titan je jediný známý měsíc s významnou atmosférou [42] a jeho atmosféra je jedinou hustou atmosférou bohatou na dusík ve sluneční soustavě kromě Země. Připomínky k němu, které v roce 2004 učinil Cassini naznačují, že Titan je „super rotátor“, jako je Venuše, s atmosférou, která rotuje mnohem rychleji než její povrch. [43] Připomínky Cestovatel vesmírné sondy ukázaly, že atmosféra Titanu je hustší než atmosféra Země, s povrchovým tlakem asi 1,45 atm. Je také asi 1,19krát hmotnější než celková Země, [44] nebo asi 7,3krát hmotnější na základě plochy. Neprůhledné vrstvy zákalu blokují nejviditelnější světlo ze Slunce a dalších zdrojů a zakrývají povrchové prvky Titanu. [45] Nižší gravitace Titanu znamená, že jeho atmosféra je mnohem rozšířenější než atmosféra Země. [46] Atmosféra Titanu je na mnoha vlnových délkách neprůhledná a ve výsledku nelze z oběžné dráhy získat úplné spektrum odrazivosti povrchu. [47] To nebylo až do příjezdu Cassini – Huygens v roce 2004 byly získány první přímé snímky povrchu Titanu. [48]

Atmosférické složení Titanu je dusík (97%), metan (2,7 ± 0,1%), vodík (0,1–0,2%) se stopovým množstvím dalších plynů. [14] Existují stopová množství jiných uhlovodíků, jako je ethan, diacetylen, methylacetylen, acetylen a propan, a dalších plynů, jako je kyanoacetylen, kyanovodík, oxid uhličitý, oxid uhelnatý, kyanogen, argon a helium. [13] Předpokládá se, že uhlovodíky se tvoří v horní atmosféře Titanu v reakcích, které jsou výsledkem rozpadu metanu ultrafialovým zářením Slunce, čímž vzniká hustý oranžový smog. [49] Titan tráví 95% svého času v Saturnově magnetosféře, což mu může pomoci chránit jej před slunečním větrem. [50]

Energie ze Slunce měla během 50 milionů let přeměnit všechny stopy metanu v atmosféře Titanu na složitější uhlovodíky - krátce ve srovnání se stářím sluneční soustavy. To naznačuje, že metan musí být doplňován zásobníkem na samotném Titanu nebo v něm. [51] Konečným původem metanu v jeho atmosféře může být jeho vnitřek, uvolňovaný erupcemi z kryovulkánů. [52] [53] [54] [55]

3. dubna 2013 NASA uvedla, že na Titanu pravděpodobně vznikají složité organické chemikálie, souhrnně nazývané tholiny, na základě studií simulujících atmosféru Titanu. [56]

Dne 6. června 2013 vědci z IAA-CSIC oznámili detekci polycyklických aromatických uhlovodíků v horních vrstvách atmosféry Titanu. [57]

30. září 2013 detekoval NASA v atmosféře Titanu propen Cassini kosmická loď, pomocí svého složeného infračerveného spektrometru (CIRS). [58] Toto je poprvé, co byl propen nalezen na jakémkoli měsíci nebo planetě jiné než Země, a je první chemickou látkou nalezenou CIRS. Detekce propenu vyplňuje tajemnou mezeru v pozorováních, která sahají až k NASA Voyager 1 první blízký planetární průlet sondy Titan v roce 1980, během kterého bylo zjištěno, že mnoho plynů, které tvoří hnědý opar Titanu, byly uhlovodíky, teoreticky vytvořené rekombinací radikálů vytvořených ultrafialovou fotolýzou metanu ze Slunce. [49]

24. října 2014 byl metan nalezen v polárních mracích na Titanu. [59] [60]

Povrchová teplota Titanu je asi 94 K (-179,2 ° C). Při této teplotě má vodní led extrémně nízký tlak par, takže se zdá, že přítomná malá vodní pára je omezená na stratosféru. [61] Titan přijímá zhruba o 1% více slunečního světla než Země. [62] Než sluneční světlo dosáhne povrchu, asi 90% bylo absorbováno hustou atmosférou, takže zbývá jen 0,1% množství světla, které Země přijme. [63]

Atmosférický metan vytváří na povrchu Titanu skleníkový efekt, bez kterého by byl Titan mnohem chladnější.[64] Naopak, opar v atmosféře Titanu přispívá k anti-skleníkovému efektu tím, že odráží sluneční světlo zpět do vesmíru, ruší část skleníkového efektu a činí jeho povrch výrazně chladnějším než jeho horní atmosféra. [65]

Mraky Titanu, pravděpodobně složené z metanu, etanu nebo jiných jednoduchých organických látek, jsou rozptýleny a proměnlivé, což přerušuje celkový opar. [29] Zjištění Huygens sonda naznačuje, že atmosféra Titanu pravidelně prší na jeho povrch kapalný metan a další organické sloučeniny. [67]

Mraky obvykle pokrývají 1% disku Titanu, ačkoli byly pozorovány události výbuchu, kdy se oblačnost rychle rozšiřuje až na 8%. Jedna hypotéza tvrdí, že jižní mraky se tvoří, když zvýšené úrovně slunečního světla během jižního léta generují vzestup atmosféry, což vede ke konvekci. Toto vysvětlení komplikuje skutečnost, že tvorba mraků byla pozorována nejen po jižním letním slunovratu, ale také v polovině jara. Zvýšená vlhkost metanu na jižním pólu možná přispívá k rychlému nárůstu velikosti mraků. [68] Bylo léto na jižní polokouli Titanu až do roku 2010, kdy oběžná dráha Saturnu, která řídí pohyb Titanu, přesunula severní polokouli Titanu do slunečního světla. [69] Když se roční období změní, očekává se, že nad jižním pólem začne kondenzovat ethan. [70]

Globální mapa Titanu - se štítky IAU (srpen 2016).

Titan - infračervené pohledy (2004–2017)

Povrch Titanu byl popsán jako „složitý, tekutinou zpracovaný, [a] geologicky mladý“. [71] Titan existuje již od vzniku sluneční soustavy, ale jeho povrch je mnohem mladší, starý 100 milionů až 1 miliardu let. Geologické procesy mohly pozměnit povrch Titanu. [72] Atmosféra Titanu je čtyřikrát silnější než atmosféra Země [73], což astronomickým přístrojům ztěžuje zobrazení jeho povrchu ve spektru viditelného světla. [74] Cassini kosmická loď použila infračervené přístroje, radarovou altimetrii a radar se syntetickou aperturou (SAR) k mapování částí Titanu během jeho blízkých průletů. První snímky odhalily rozmanitou geologii s drsnými i hladkými oblastmi. Existují rysy, které mohou být vulkanického původu a odstraňují vodu smíchanou s amoniakem na povrch. Existují také důkazy, že ledová skořápka Titanu může být v podstatě tuhá [38] [39], což by naznačovalo malou geologickou aktivitu. [75] Existují také pruhové prvky, některé z nich dlouhé stovky kilometrů, které jsou zřejmě způsobeny větrem foukanými částicemi. [76] [77] Zkoumání také ukázalo, že povrch je relativně hladký a několik objektů, které se zdají být nárazovými krátery, se zdálo být vyplněno, například dešťovými uhlovodíky nebo sopkami. Radarová výškoměr naznačuje, že kolísání výšky je malé, obvykle ne více než 150 metrů. Byly objeveny příležitostné změny nadmořské výšky 500 metrů a Titan má hory, které někdy dosahují výšky několika set metrů až více než 1 kilometr. [78]

Povrch Titanu je poznamenán širokými oblastmi jasného a tmavého terénu. Patří mezi ně Xanadu, velká reflexní rovníková oblast o velikosti Austrálie. Poprvé byl identifikován na infračervených snímcích z Hubblova kosmického dalekohledu v roce 1994 a později pozorován Cassini kosmická loď. Spletitá oblast je plná kopců a rozřezána údolími a propastmi. [79] Místy je protíná tmavá linie - klikaté topografické prvky připomínající hřebeny nebo štěrbiny. Mohou představovat tektonickou aktivitu, což by naznačovalo, že Xanadu je geologicky mladý. Alternativně mohou být lineamenty kanály vytvořené v kapalině, což naznačuje starý terén, který byl proříznut systémy proudu. [80] Jinde na Titanu jsou tmavé oblasti podobné velikosti, pozorované ze země i kolem Cassini alespoň jedno z nich, Ligeia Mare, druhé největší moře Titanu, je téměř čisté metanové moře. [81] [82]

Jezera Upravit

Možnost uhlovodíkových moří na Titanu byla poprvé navržena na základě Voyager 1 a 2 údaje, které ukázaly, že Titan má hustou atmosféru přibližně správné teploty a složení, které je podporuje, ale přímé důkazy nebyly získány až do roku 1995, kdy data z Hubbla a dalších pozorování naznačovala existenci kapalného metanu na Titanu, buď v odpojených kapsách nebo na rozsah oceánů širokých satelitů, podobný vodě na Zemi. [83]

The Cassini mise potvrdila dřívější hypotézu. Když sonda dorazila do saturnského systému v roce 2004, doufalo se, že uhlovodíková jezera nebo oceány budou detekovány ze slunečního světla odraženého od jejich povrchu, ale zpočátku nebyly pozorovány žádné zrcadlové odrazy. [84] Blízko jižního pólu Titanu byl identifikován záhadný temný útvar s názvem Ontario Lacus [85] (a později potvrzený jako jezero). [86] Možné pobřeží bylo také identifikováno poblíž pólu pomocí radarových snímků. [87] Po průletu 22. července 2006, ve kterém Cassini radar kosmické lodi zobrazil severní zeměpisné šířky (které pak byly v zimě), bylo vidět několik velkých, hladkých (a tedy tmavých až radarových) polí, které tečkovaly na povrchu poblíž pólu. [88] Na základě pozorování vědci v lednu 2007 oznámili „definitivní důkazy o jezerech naplněných metanem na Saturnově měsíci Titanu“. [89] [90] Cassini – Huygens tým dospěl k závěru, že zobrazenými prvky jsou téměř jistě dlouho hledaná uhlovodíková jezera, první stabilní tělesa povrchové kapaliny nalezená mimo Zemi. [89] Zdá se, že některé mají kanály spojené s kapalinou a leží v topografických depresích. [89] Funkce eroze kapalinou se jeví jako velmi nedávný výskyt: kanály v některých regionech vytvořily překvapivě malou erozi, což naznačuje, že eroze na Titanu je extrémně pomalá, nebo některé další nedávné jevy mohly vymazat starší koryta řek a reliéf. [72] Celkově Cassini radarová pozorování ukázala, že jezera pokrývají jen malé procento povrchu, takže je Titan mnohem suchší než Země. [91] Většina jezer je soustředěna v blízkosti pólů (kde relativní nedostatek slunečního světla brání odpařování), ale bylo také objeveno několik dlouhotrvajících uhlovodíkových jezer v rovníkových pouštních oblastech, včetně jednoho poblíž Huygens místo přistání v oblasti Shangri-La, která je zhruba o polovinu větší než Velké solné jezero v Utahu v USA. Rovníková jezera jsou pravděpodobně „oázy“, tj. Pravděpodobným dodavatelem jsou podzemní zvodnělé vrstvy. [92]

V červnu 2008 byl spuštěn spektrometr pro vizuální a infračervené mapování Cassini potvrdil bezpochyby přítomnost kapalného etanu v Ontariu Lacus. [93] 21. prosince 2008, Cassini prošel přímo nad Ontariom Lacusem a pozoroval zrcadlový odraz v radaru. Síla odrazu nasytila ​​přijímač sondy, což naznačuje, že hladina jezera se nelišila o více než 3 mm (z čehož vyplývá, že povrchové větry byly minimální, nebo je uhlovodíková kapalina jezera viskózní). [94] [95]

8. července 2009 Cassiniho VIMS pozoroval zrcadlový odraz svědčící o hladkém, zrcadlovém povrchu, mimo to, co se dnes nazývá Jingpo Lacus, jezero v severní polární oblasti krátce poté, co se oblast vynořila z 15 let zimní tmy. Zrcadlové odrazy svědčí o hladkém zrcadlovém povrchu, takže pozorování potvrdilo závěr o přítomnosti velkého kapalného tělesa získaného z radarového zobrazování. [96] [97]

Časná radarová měření provedená v červenci 2009 a lednu 2010 naznačila, že Ontario Lacus byl extrémně mělký, s průměrnou hloubkou 0,4–3 m a maximální hloubkou 3–7 m (9,8–23,0 ft). [98] Naproti tomu Ligeia Mare na severní polokouli byla původně mapována do hloubek přesahujících 8 m, což je maximum rozeznatelné radarovým nástrojem a analytickými technikami té doby. [98] Pozdější vědecká analýza, která byla vydána v roce 2014, podrobněji mapovala hloubky tří metanových moří Titanu a ukázala hloubky více než 200 metrů (660 ft). V průměru má Ligeia Mare hloubku od 20 do 40 m (66 až 131 stop), zatímco ostatní části Ligeia nezaznamenal vůbec žádný radarový odraz, což naznačuje hloubku více než 200 m (660 ft). I když je to jen druhé největší z metanových moří Titanu, Ligeia „obsahuje dostatek tekutého metanu k naplnění tří Michiganských jezer“. [99]

V květnu 2013 Cassini 'Radarový výškoměr pozoroval kanály Vid Flumina na Titanu, definované jako drenážní síť připojená k druhému největšímu uhlovodíkovému moři Titanu, Ligeia Mare. Analýza přijatých ozvěn výškoměru ukázala, že kanály jsou umístěny hluboko (až

570 m), strmé, kaňony a mají silné zrcadlové povrchové odrazy, které naznačují, že jsou aktuálně naplněny kapalinou. Nadmořská výška kapaliny v těchto kanálech je na stejné úrovni jako Ligeia Mare až do vertikální přesnosti asi 0,7 m, což odpovídá interpretaci utopených říčních údolí. Zrcadlové odrazy jsou také pozorovány u přítoků nižšího řádu vyvýšených nad hladinu Ligeia Mare, v souladu s drenážním napájením do systému hlavního kanálu. Toto je pravděpodobně první přímý důkaz přítomnosti kapalných kanálů na Titanu a první pozorování stometrových kaňonů na Titanu. Kaňony Vid Flumina se tak utopily v moři, ale existuje několik ojedinělých pozorování, která potvrzují přítomnost povrchových kapalin ve vyšších nadmořských výškách. [100]

Během šesti průletů Titanu od roku 2006 do roku 2011 Cassini shromáždili radiometrické sledovací a optické navigační údaje, ze kterých mohli vyšetřovatelé zhruba odvodit měnící se tvar Titanu. Hustota titanu odpovídá tělu, které je asi 60% horniny a 40% vody. Analýzy týmu naznačují, že povrch Titanu může během každé oběžné dráhy stoupat a klesat až o 10 metrů. Tato míra deformace naznačuje, že vnitřek Titanu je relativně deformovatelný a že nejpravděpodobnějším modelem Titanu je model, ve kterém na povrchu globálního oceánu pluje ledová skořápka tlustá desítky kilometrů. [101] Zjištění týmu spolu s výsledky předchozích studií naznačují, že oceán Titanu může ležet ne více než 100 kilometrů pod jeho povrchem. [101] [102] 2. července 2014 NASA uvedla, že oceán uvnitř Titanu může být stejně slaný jako Mrtvé moře. [103] [104] Dne 3. září 2014 NASA uvedla studie, které naznačují, že srážky metanu na Titanu mohou interagovat s vrstvou ledových materiálů v podzemí, nazývanou „alkanofer“, za vzniku etanu a propanu, které se nakonec mohou vázat do řek a jezer. [105]

V roce 2016 našla Cassini první důkazy o tekutinách naplněných kanálech na Titanu v sérii hlubokých strmých kaňonů proudících do Ligeia Mare. Tato síť kaňonů, přezdívaná Vid Flumina, má hloubku od 240 do 570 ma má strany strmé až 40 °. Předpokládá se, že vznikly buď povznesením kůry, jako je Velký kaňon Země, nebo snížením hladiny moře, nebo možná kombinací těchto dvou. Hloubka eroze naznačuje, že toky kapalin v této části Titanu jsou dlouhodobé rysy, které přetrvávají tisíce let. [106]

Impaktní krátery Upravit

Radar, SAR a obrazová data z Cassini odhalily několik impaktních kráterů na povrchu Titanu. [72] Tyto dopady se zdají být relativně mladé ve srovnání s věkem Titanu. [72] Mezi několika objevenými krátery bylo nalezeno dvoukruhové nárazníkové povodí Menrva o délce 440 kilometrů (270 mil) Cassiniho ISS jako jasně tmavý soustředný vzor. [108] Byl také pozorován menší, 60 kilometrů široký (37 mi) kráter s rovnou podlahou Sinlap [109] a 30 km (19 mi) kráter s centrálním vrcholem a tmavým dnem s názvem Ksa. [110] Radar a Cassini zobrazování také odhalilo „crateriforms“, kruhové prvky na povrchu Titanu, které mohou souviset s nárazem, ale postrádají určité rysy, které by zajišťovaly jistou identifikaci. Například 90 kilometrů široký (56 mil) prstenec jasného a drsného materiálu známého jako Guabonito byl pozorován Cassini. [111] Tato funkce je považována za impaktní kráter vyplněný tmavým, větrem foukaným sedimentem. Několik dalších podobných rysů bylo pozorováno v temných oblastech Shangri-la a Aaru. Radar během pozoroval několik kruhových útvarů, které mohou být krátery ve světlé oblasti Xanadu Cassiniho 30. dubna 2006 prelet kolem Titanu. [112]

Mnoho z Titanových kráterů nebo pravděpodobných kráterů vykazuje důkazy o rozsáhlé erozi a všechny ukazují určité náznaky modifikace. [107] Většina velkých kráterů porušila nebo byla neúplná, přestože některé krátery na Titanu mají relativně mohutnější okraje než kdekoli jinde ve sluneční soustavě. Existuje jen málo důkazů o tvorbě palimpsestů prostřednictvím viskoelastické relaxace kůry, na rozdíl od jiných velkých ledových měsíců. [107] Většina kráterů postrádá střední vrcholy a má hladké podlahy, pravděpodobně kvůli generování nárazů nebo pozdější erupci kryovulkanické lávy. Výplň z různých geologických procesů je jedním z důvodů relativního nedostatku Titanu v kráterech. Odhaduje se, že atmosféra Titanu snižuje počet kráterů na jeho povrchu dvakrát. [114]

Omezené radarové pokrytí s vysokým rozlišením Titanu získané do roku 2007 (22%) naznačovalo existenci nerovnoměrností v jeho distribuci kráterů. Xanadu má 2–9krát více kráterů než jinde. Přední polokoule má o 30% vyšší hustotu než zadní polokoule. V oblastech rovníkových dun a v severní polární oblasti (kde jsou nejčastější uhlovodíková jezera a moře) jsou nižší hustoty kráterů. [107]

Před-Cassini modely trajektorií a úhlů nárazu naznačují, že když nárazové těleso narazí na vodní ledovou kůru, zůstane v kráteru malé množství ejecty jako kapalná voda. Může přetrvávat jako kapalina po celá staletí nebo déle, což je dostatečné pro „syntézu jednoduchých prekurzorových molekul k počátku života“. [115]

Kryovulkanismus a hory Upravit

Vědci již dlouho spekulovali, že podmínky na Titanu se podobají podmínkám na rané Zemi, i když při mnohem nižší teplotě. Detekce argonu-40 v atmosféře v roce 2004 ukázala, že sopky vytvořily chocholy „lávy“ složené z vody a amoniaku. [116] Globální mapy distribuce jezera na povrchu Titanu odhalily, že není dostatek povrchového metanu, který by odpovídal za jeho trvalou přítomnost v jeho atmosféře, a proto je třeba značnou část přidat pomocí vulkanických procesů. [117]

Stále však existuje nedostatek povrchových prvků, které lze jednoznačně interpretovat jako kryovulkány. [118] Jeden z prvních takových rysů odhalil Cassini radarová pozorování v roce 2004, zvaná Ganesa Macula, připomíná geografické rysy zvané „pancake dome“ nalezené na Venuši, a proto se o nich původně myslelo, že jsou kryovulkanického původu, dokud Kirk a kol. vyvrátil tuto hypotézu na výročním zasedání Americké geofyzikální unie v prosinci 2008. Bylo zjištěno, že tato vlastnost vůbec není kupolí, ale zdálo se, že je výsledkem náhodné kombinace světlých a tmavých skvrn. [119] [120] V roce 2004 Cassini také detekoval neobvykle jasný prvek (zvaný Tortola Facula), který byl interpretován jako kryovulkanická kupole. [121] Od roku 2010 nebyly identifikovány žádné podobné rysy. [122] V prosinci 2008 oznámili astronomové objev dvou přechodných, ale neobvykle dlouhých „jasných míst“ v atmosféře Titanu, které se zdají být příliš perzistentní na to, aby to bylo možné vysvětlit pouhým počasím vzory, což naznačuje, že byly výsledkem rozšířených kryovulkanických epizod. [33]

Pohoří o rozměrech 150 km (93 mi) dlouhé, 30 km (19 mi) široké a 1,5 km (0,93 mi) vysoké bylo také objeveno Cassini v roce 2006. Tento rozsah leží na jižní polokouli a předpokládá se, že je složen z ledového materiálu a pokrytý metanovým sněhem. Pohyb tektonických desek, pravděpodobně ovlivněný nedalekou nárazovou pánví, mohl otevřít mezeru, kterou materiál hory převálcoval. [123] Před Cassini, vědci předpokládali, že většina topografie na Titanu budou nárazové struktury, ale tato zjištění ukazují, že podobně jako na Zemi byly hory formovány geologickými procesy. [124]

V roce 2008 navrhl Jeffrey Moore (planetární geolog Ames Research Center) alternativní pohled na geologii Titanu. S vědomím, že na Titanu dosud nebyly jednoznačně identifikovány žádné vulkanické rysy, tvrdil, že Titan je geologicky mrtvý svět, jehož povrch je formován pouze nárazovými krátery, fluviální a eolickou erozí, hromadným plýtváním a dalšími exogenními procesy. Podle této hypotézy není metan emitován sopkami, ale pomalu difunduje z chladného a tuhého nitra Titanu. Ganesa Macula může být erodovaný impaktní kráter s tmavou dunou uprostřed. Hornaté hřebeny pozorované v některých regionech lze vysvětlit jako silně degradované jizvy velkých nárazových struktur s více kruhy nebo jako důsledek celosvětové kontrakce v důsledku pomalého ochlazování interiéru. I v tomto případě může mít Titan stále vnitřní oceán vyrobený ze směsi eutektické vody a amoniaku s teplotou 176 K (-97 ° C), která je dostatečně nízká na to, aby se to vysvětlilo rozpadem radioaktivních prvků v jádru. Světlý terén Xanadu může být degradovaný silně kráterovaný terén podobný tomu, který byl pozorován na povrchu Callisto. Kdyby nebylo atmosféry, mohla by Callisto v tomto scénáři sloužit jako model pro Titanovu geologii. Jeffrey Moore dokonce zavolal Titanu Callisto s počasím. [118] [125]

V březnu 2009 byly oznámeny struktury připomínající lávové proudy v oblasti Titanu zvané Hotei Arcus, která podle všeho kolísá v průběhu několika měsíců. Ačkoli bylo navrženo mnoho jevů, které vysvětlují tuto fluktuaci, bylo zjištěno, že lávové proudy stoupají 200 metrů (660 stop) nad povrch Titanu, což odpovídá tomu, že vybuchlo zpod povrchu. [126]

V prosinci 2010 se Cassini tým mise oznámil nejpřesvědčivější možný kryovulkán, jaký byl dosud nalezen. S názvem Sotra Patera je to jeden z řetězců nejméně tří hor, z nichž každá má výšku 1 000 až 1 500 m, z nichž některé jsou zakončeny velkými krátery. Země kolem jejich základen se zdá být pokryta zmrzlými lávovými proudy. [127]

V polárních oblastech Titanu byly identifikovány kráterové formy reliéfu, které se pravděpodobně vytvořily pomocí výbušných, maarských nebo kalderovských kryovulkanických výbuchů. [128] Tyto formace jsou někdy vnořené nebo překrývající se a mají rysy připomínající exploze a zhroucení, jako jsou vyvýšené okraje, svatozáře a vnitřní kopce nebo hory. [128] Polární poloha těchto rysů a jejich kolokalizace s Titanskými jezery a moři naznačuje, že těkavé látky, jako je metan, jim mohou pomoci napájet.Některé z těchto rysů se zdají zcela čerstvé, což naznačuje, že taková sopečná činnost pokračuje až do současnosti. [128]

Většina nejvyšších vrcholů Titanu se vyskytuje poblíž jeho rovníku v takzvaných „hřebenových pásech“. Předpokládá se, že jsou analogické s horami Země, jako jsou Skalnaté hory nebo Himaláje, vytvořené srážkou a vybočením tektonických desek, nebo subdukční zóny jako Andy, kde stoupající láva (nebo kryolava) z tající sestupné desky stoupá k povrch. Jedním z možných mechanismů jejich vzniku jsou slapové síly ze Saturnu. Protože ledový plášť Titanu je méně viskózní než plášť zemského magmatu a protože jeho ledové podloží je měkčí než žulové podloží Země, hory pravděpodobně nedosáhnou výšek tak vysokých jako na Zemi. V roce 2016 tým Cassini oznámil, co považují za nejvyšší horu na Titanu. Nachází se v pohoří Mithrim Montes a je vysoký 3337 m. [129]

Pokud vulkanismus na Titanu skutečně existuje, existuje hypotéza, že je poháněn energií uvolněnou z rozpadu radioaktivních prvků v plášti, jako je tomu na Zemi. [33] Magma na Zemi je vyrobena z tekuté horniny, která je méně hustá než pevná skalní kůra, skrz kterou vybuchuje. Protože led je méně hustý než voda, bylo by vodní magma Titanu hustší než jeho pevná ledová kůra. To znamená, že kryovulkanismus na Titanu by k provozu vyžadoval velké množství další energie, možná prostřednictvím přílivového ohýbání z blízkého Saturnu. [33] Nízkotlaký led, který překrývá kapalnou vrstvu síranu amonného, ​​vzestupně stoupá a nestabilní systém může vytvářet dramatické kuličky. Titan je během procesu znovu objeven ledem o velikosti zrna a popelem síranu amonného, ​​který pomáhá vytvářet větrnou krajinu a prvky písečné duny. [130] Titan mohl být v minulých modelech vnitřního vývoje Titanu mnohem geologicky aktivnější, což naznačuje, že Titanova kůra byla jen asi před 500 miliony let tlustá jen 10 kilometrů, což umožňovalo energický kryovulkanismus s nízkými viskozitními vodními magmy vymazat všechny povrchové prvky vytvořené dříve ten čas. Titanova moderní geologie by se vytvořila teprve poté, co kůra zhoustla na 50 kilometrů, a tak znemožnila neustálý kryovulkanický resurfacing, přičemž by se od té doby objevil jakýkoli kryovulkanismus, který by produkoval mnohem viskóznější vodní magma s většími podíly amoniaku a methanolu, což by také naznačovalo, že metan Titanu již bylo aktivně přidáváno do jeho atmosféry a mohlo by být zcela vyčerpáno během několika desítek milionů let. [131]

Mnoho z prominentnějších hor a kopců dostalo oficiální názvy Mezinárodní astronomická unie. Podle JPL „Podle konvence jsou hory na Titanu pojmenovány po horách ze Středozemě, což je fiktivní prostředí ve fantasy románech J. R. R. Tolkiena.“ Colles (sbírky kopců) jsou pojmenovány pro postavy ze stejných Tolkienových děl. [132]

Tmavý rovníkový terén Upravit

Na prvních snímkách povrchu Titanu pořízených dalekohledy na Zemi na počátku dvacátých let byly odhaleny velké oblasti temného terénu, které se rozkročily nad Titanovým rovníkem. [133] Před příjezdem Cassini, tyto oblasti byly považovány za moře kapalných uhlovodíků. [134] Radarové snímky pořízené Cassini kosmické lodě místo toho odhalily některé z těchto regionů jako rozsáhlé pláně pokryté podélnými dunami, vysoké až 330 stop (100 m) vysoké asi kilometr široké a desítky až stovky kilometrů dlouhé. [136] Duny tohoto typu jsou vždy vyrovnány s průměrným směrem větru. V případě Titanu se ustálené zonální (východní) větry kombinují s proměnlivými přílivovými (přibližně 0,5 metru za sekundu). [137] Přílivové větry jsou výsledkem slapových sil ze Saturnu v atmosféře Titanu, které jsou 400krát silnější než slapové síly Měsíce na Zemi a mají tendenci hnat vítr k rovníku. Předpokládalo se, že tento vzor větru způsobí, že se zrnitý materiál na povrchu postupně hromadí v dlouhých paralelních dunách zarovnaných od západu k východu. Duny se rozpadají kolem hor, kde se mění směr větru. [ Citace je zapotřebí ]

Podélné (nebo lineární) duny se původně předpokládalo, že jsou tvořeny mírně proměnlivými větry, které buď sledují jeden střední směr, nebo se střídají mezi dvěma různými směry. Následná pozorování naznačují, že duny směřují na východ, ačkoli klimatické simulace naznačují, že povrchové větry Titanu vanou směrem na západ. Při rychlosti nižší než 1 metr za sekundu nejsou dostatečně silné, aby zvedly a přepravily povrchový materiál. Nedávné počítačové simulace naznačují, že duny mohou být výsledkem vzácných bouřkových větrů, ke kterým dochází pouze každých patnáct let, když je Titan v rovnodennosti. Tyto bouře produkují silné downdrafy, které tečou na východ rychlostí až 10 metrů za sekundu, když dosáhnou povrchu. [138]

„Písek“ na Titanu pravděpodobně není tvořen malými zrnky silikátů, jako je písek na Zemi [139], ale spíše by se mohl vytvořit, když prší kapalný metan a rozloží erozi ledového podloží, pravděpodobně ve formě přívalových povodní. Alternativně mohl písek také pocházet z organických pevných látek zvaných tholiny, produkovaných fotochemickými reakcemi v atmosféře Titanu. [135] [137] [140] Studie složení dun v květnu 2008 odhalily, že obsahovaly méně vody než zbytek Titanu, a jsou tedy s největší pravděpodobností odvozeny od organických sazí podobných uhlovodíkových polymerů, které se shlukují po dešti na povrch. [141] Výpočty ukazují, že písek na Titanu má jednu třetinu hustoty suchozemského písku. [142] Nízká hustota v kombinaci se suchostí atmosféry Titanu by mohla způsobit shlukování zrn kvůli hromadění statické elektřiny. „Lepkavost“ by mohla obecně mírnému vánku poblíž povrchu Titanu ztěžovat pohyb dun, i když silnější větry od sezónních bouří by je stále mohly foukat na východ. [143]

Kolem rovnodennosti mohou silné downburstové větry zvedat z dun pevné organické částice o velikosti mikronů a vytvářet tak titanské prachové bouře, pozorované jako intenzivní a krátkodobé rozjasnění v infračervené oblasti. [144]

Titan není nikdy viditelný pouhým okem, ale lze ho pozorovat pomocí malých dalekohledů nebo silných dalekohledů. Amatérské pozorování je obtížné, protože blízkost Titanu k brilantnímu systému Země a prstenců Saturnu má skrytý pruh, který zakrývá část okuláru a slouží k blokování jasné planety, což výrazně zlepšuje sledování. [146] Titan má maximální zdánlivou velikost +8,2, [12] a střední opoziční velikost 8,4. [147] Ve srovnání s +4,6 u podobně velkého Ganymedu v systému Jovian. [147]

Pozorování Titanu před vesmírným věkem byla omezená. V roce 1907 španělský astronom Josep Comas i Solà pozoroval ztmavnutí končetin Titanu, první důkaz, že tělo má atmosféru. V roce 1944 Gerard P. Kuiper použil spektroskopickou techniku ​​k detekci atmosféry metanu. [148]

První sondou, která navštívila saturnský systém, byla Pioneer 11 v roce 1979, který odhalil, že Titan byl pravděpodobně příliš chladný na to, aby uživil život. [149] Pořizovalo snímky Titanu, včetně Titanu a Saturnu, společně od poloviny do konce roku 1979. [150] Kvalitu brzy oba překonali Cestovatelé. [ Citace je zapotřebí ]

Titan byl vyšetřován oběma Voyager 1 a 2 v roce 1980 a 1981. Voyager 1Trajektorie byla navržena tak, aby poskytovala optimalizovaný průlet Titanu, během kterého byla kosmická loď schopna určit hustotu, složení a teplotu atmosféry a získat přesné měření hmotnosti Titanu. [151] Atmosférický opar zabraňoval přímému zobrazování povrchu, ačkoli v roce 2004 proběhlo intenzivní digitální zpracování pořízených snímků Voyager 1Oranžový filtr odhalil náznaky světlých a tmavých rysů nyní známých jako Xanadu a Shangri-la [152], které byly pozorovány v infračerveném spektru Hubbleovým kosmickým dalekohledem. Voyager 2, který by byl odkloněn k provedení průletu Titanu, kdyby Voyager 1 nebyl schopen, neprošel poblíž Titanu a pokračoval na Uran a Neptun. [151]: 94

Cassini – Huygens Upravit

I s údaji poskytnutými Cestovatelé, Titan zůstal tělem tajemství - velký satelit zahalený atmosférou, která ztěžuje podrobné pozorování.

The Cassini – Huygens kosmická loď dosáhla na Saturn 1. července 2004 a zahájila proces mapování povrchu Titanu pomocí radaru. Společný projekt Evropské kosmické agentury (ESA) a NASA, Cassini – Huygens se ukázala jako velmi úspěšná mise. The Cassini sonda přeletěla Titanem 26. října 2004 a pořídila snímky povrchu Titanu s nejvyšším rozlišením na pouhých 1200 kilometrech, rozlišující skvrny světla a tmy, které by byly pro lidské oko neviditelné. [ Citace je zapotřebí ]

22. července 2006 Cassini uskutečnil svůj první cílený, blízký průlet ve vzdálenosti 950 kilometrů od Titanu, nejbližší průlet byl ve vzdálenosti 880 kilometrů 21. června 2010. [153] Na povrchu na severu byla hojně nalezena kapalina. polární oblast, v podobě mnoha jezer a moří objevených Cassini. [88]

Huygens přistání Upravit

Huygens byla atmosférická sonda, která přistála na Titanu 14. ledna 2005 [154] a zjistila, že mnoho z jeho povrchových prvků se zdálo, že byly v určitém okamžiku v minulosti tvořeny tekutinami. [155] Titan je nejvzdálenějším tělesem od Země, které má na svém povrchu přistání vesmírné sondy. [156]

The Huygens sonda přistála těsně u nejvýchodnějšího cípu jasné oblasti, nyní nazývané Adiri. Sonda fotografovala bledé kopce s tmavými „řekami“ stékajícími dolů do temné pláně. Současné chápání je takové, že kopce (označované také jako vysočiny) se skládají převážně z vodního ledu. Tmavé organické sloučeniny, vytvořené v horních vrstvách atmosféry ultrafialovým zářením Slunce, mohou z atmosféry Titanu pršet. Jsou spláchnuty kopci metanovým deštěm a jsou ukládány na pláních v geologických časových měřítcích. [157]

Po přistání Huygens vyfotografoval temnou pláň pokrytou malými kameny a oblázky, které jsou složeny z vodního ledu. [157] Dvě skály těsně pod středem obrázku vpravo jsou menší, než se mohou zdát: levý má průměr 15 centimetrů a středový 4 centimetry ve vzdálenosti asi 85 centimetrů od Huygens. Existují důkazy o erozi ve spodní části hornin, což naznačuje možnou fluviální aktivitu. Povrch země je tmavší, než se původně očekávalo, sestávající ze směsi vody a uhlovodíkového ledu. [158]

V březnu 2007 se NASA, ESA a COSPAR rozhodli pojmenovat Huygens místo přistání Pamětní stanice Huberta Curien na památku bývalého prezidenta ESA. [159]

Vážka Upravit

The Vážka mise vyvinutá a provozovaná laboratoří aplikované fyziky Johns Hopkins bude zahájena v červnu 2027. [160] [161] Skládá se z velkého dronu poháněného RTG, který létá v atmosféře Titanu jako New Frontiers 4. [162] [163] Jeho přístroje budou studovat, jak daleko mohla pokročit prebiotická chemie. [164] Mise by měla dorazit na Titan v roce 2034. [163]

Navrhované nebo koncepční mise Upravit

V posledních letech bylo navrženo několik koncepčních misí pro návrat robotické vesmírné sondy k Titanu. Počáteční koncepční práce pro tyto mise byly dokončeny NASA, ESA a JPL. V současné době se žádný z těchto návrhů nestal financovanou misí. [ Citace je zapotřebí ]

Mise Titan Saturn System (TSSM) byla společným návrhem NASA / ESA na průzkum Saturnových měsíců. [165] Představuje horkovzdušný balón vznášející se v atmosféře Titanu po dobu šesti měsíců. Soutěžilo se s návrhem financování mise Europa Jupiter System (EJSM). V únoru 2009 bylo oznámeno, že ESA / NASA dala přednost misi EJSM před TSSM. [166]

Navrhovaný průzkumník Titan Mare Explorer (TiME) byl nízkonákladový přistávací modul, který by stříkal dolů v jezeře na severní polokouli Titanu a plaval na hladině jezera po dobu tří až šesti měsíců. [167] [168] [169] Byla vybrána pro konstrukční studii Phase-A v roce 2011 jako kandidátská mise pro 12. příležitost programu NASA Discovery Program [170], ale nebyla vybrána k letu. [171]

Další misí na Titan, kterou na začátku roku 2012 navrhl Jason Barnes, vědec z University of Idaho, je Aerial Vehicle for In-situ and Airborne Titan Reconnaissance (AVIATR): bezpilotní letadlo (nebo dron), které by letělo atmosférou Titanu a pořizovat snímky povrchu Titanu ve vysokém rozlišení. NASA neschválila požadovaných 715 milionů dolarů a budoucnost projektu je nejistá. [172] [173]

Koncepční návrh dalšího přistávacího modulu na jezero navrhla koncem roku 2012 španělská soukromá strojírenská firma SENER a Centro de Astrobiología v Madridu. Konceptová sonda se nazývá Titan Lake In-situ Sampling Propelled Explorer (TALISE). [174] [175] Hlavní rozdíl ve srovnání se sondou TiME by spočíval v tom, že TALISE je představen s vlastním pohonným systémem, a proto by se neměl omezovat na pouhé unášení po jezeře, když stříká dolů. [174]

Soutěžícím v rámci Discovery Programu za misi č. 13 je Journey to Enceladus and Titan (JET), astrobiologický orbiter Saturn, který by vyhodnotil potenciál obyvatelnosti Enceladus a Titan. [176] [177] [178]

V roce 2015 program NASA Innovative Advanced Concepts (NIAC) udělil grant Fáze II [179] konstrukční studii ponorky Titan, která měla prozkoumat moře Titanu. [180] [181] [182] [183] ​​[184]

Titan je považován za prebiotické prostředí bohaté na komplexní organické sloučeniny, [56] [185], ale jeho povrch je v hlubokém zmrazení při -179 ° C (-290,2 ° F 94,1 K), takže život, jak ho známe, nemůže existovat na chladný povrch měsíce. [186] Zdá se však, že Titan obsahuje pod svou ledovou skořápkou globální oceán a v tomto oceánu jsou podmínky potenciálně vhodné pro mikrobiální život. [187] [188] [189]

The Cassini – Huygens mise nebyla vybavena, aby poskytla důkazy o biosignaturách nebo komplexních organických sloučeninách, ukázala prostředí na Titanu, které je v některých ohledech podobné prostředí předpokládanému pro prvotní Zemi. [190] Vědci se domnívají, že atmosféra rané Země měla podobné složení jako současná atmosféra na Titanu, s významnou výjimkou nedostatku vodní páry na Titanu. [191] [185]

Tvorba komplexních molekul Edit

Experiment Miller – Urey a několik následujících experimentů ukázaly, že s atmosférou podobnou atmosféře Titanu a přídavkem UV záření mohou vznikat složité molekuly a polymerní látky jako tholiny. Reakce začíná disociací dusíku a methanu za vzniku kyanovodíku a acetylenu. Další reakce byly rozsáhle studovány. [192]

Bylo hlášeno, že když byla energie aplikována na kombinaci plynů, jako jsou ty v atmosféře Titanu, bylo mezi mnoha vyrobenými sloučeninami pět nukleotidových bází, stavebních kamenů DNA a RNA. Kromě toho byly nalezeny aminokyseliny, stavební kameny proteinu. Bylo to poprvé, co byly v takovém experimentu nalezeny nukleotidové báze a aminokyseliny bez přítomnosti kapalné vody. [193]

Dne 3. dubna 2013 NASA uvedla, že na Titanu mohou na základě studií simulujících atmosféru Titanu vznikat složité organické chemikálie. [56]

Dne 6. června 2013 vědci z IAA-CSIC oznámili detekci polycyklických aromatických uhlovodíků (PAH) v horní atmosféře Titanu. [57]

26. července 2017 vědci z Cassini pozitivně identifikovali přítomnost aniontů uhlíkového řetězce v horní atmosféře Titanu, které se podle všeho podílely na výrobě velkých komplexních organických látek. [194] O těchto vysoce reaktivních molekulách bylo dříve známo, že přispívají k vytváření složitých organických látek v mezihvězdném médiu, a proto zdůrazňují možná univerzální odrazový můstek k výrobě složitého organického materiálu. [195]

28. července 2017 vědci uvedli, že akrylonitril nebo vinylkyanid (C.2H3CN), který je pravděpodobně nezbytný pro život tím, že souvisí s tvorbou buněčné membrány a struktury vezikul, byl nalezen na Titanu. [196] [197] [198]

V říjnu 2018 vědci uvedli nízkoteplotní chemické cesty od jednoduchých organických sloučenin po složité chemikálie polycyklických aromatických uhlovodíků (PAH). Takové chemické dráhy mohou pomoci vysvětlit přítomnost PAH v nízkoteplotní atmosféře Titanu a mohou být významnými cestami, pokud jde o světovou hypotézu PAH, při výrobě prekurzorů biochemikálií souvisejících se životem, jak jej známe. [199] [200]

Možná podpovrchová stanoviště Upravit

Laboratorní simulace vedly k domněnce, že na Titanu existuje dostatek organického materiálu k zahájení chemické evoluce analogické tomu, o kterém se předpokládá, že zahájil život na Zemi. Analogie předpokládá přítomnost kapalné vody po delší dobu, než je v současné době pozorovatelné, předpokládá několik hypotéz, že kapalná voda z nárazu by mohla být zachována pod zmrzlou izolační vrstvou. [201] Rovněž se předpokládá, že oceány kapalného amoniaku mohou existovat hluboko pod povrchem. [187] [202] Další model navrhuje řešení amoniak-voda až 200 kilometrů hluboko pod kůrou vodního ledu s podmínkami, které, i když jsou podle pozemských standardů extrémní, takové, že život může přežít. [188] Přenos tepla mezi vnitřkem a horními vrstvami by byl rozhodující pro udržení jakéhokoli podpovrchového oceánského života. [187] Detekce mikrobiálního života na Titanu by závisela na jeho biogenních účincích, přičemž by byl zkoumán atmosférický metan a dusík. [188]

Metan a život na povrchu Upravit

Spekulovalo se, že život může existovat v jezerech tekutého metanu na Titanu, stejně jako žijí organismy na Zemi ve vodě. [203] Takové organismy by vdechovaly H2 místo O.2, metabolizujte jej acetylenem místo glukózy a vydechujte metan místo oxidu uhličitého. [189] [203] Od takových hypotetických organismů by však bylo vyžadováno, aby metabolizovaly při teplotě hlubokého zmrazení –179,2 ° C (–290,6 ° F 94,0 K). [186]

Všechny formy života na Zemi (včetně methanogenů) používají jako rozpouštědlo kapalnou vodu, předpokládá se, že život na Titanu může místo toho použít kapalný uhlovodík, jako je methan nebo etan, [204] i když voda je silnějším rozpouštědlem než methan. [205] Voda je také chemicky reaktivnější a může pomocí hydrolýzy rozkládat velké organické molekuly. [204] Forma života, jejíž rozpouštědlem byl uhlovodík, by nečelila riziku, že by její biomolekuly byly zničeny tímto způsobem. [204]

V roce 2005 astrobiolog Chris McKay tvrdil, že pokud by na povrchu Titanu skutečně existoval methanogenní život, mělo by to pravděpodobně měřitelný účinek na směšovací poměr v tropické sféře Titanu: hladiny vodíku a acetylenu by byly měřitelně nižší, než se jinak očekávalo. Za předpokladu metabolických rychlostí podobných těm, které mají methanogenní organismy na Zemi, by koncentrace molekulárního vodíku na povrchu Titanianů poklesla o faktor 1000 pouze díky hypotetickému biologickému propadu. McKay poznamenal, že pokud je život skutečně přítomen, nízké teploty na Titanu by vedly k velmi pomalým metabolickým procesům, které by mohly být urychleny použitím katalyzátorů podobných enzymům. Poznamenal také, že nízká rozpustnost organických sloučenin v methanu představuje významnější výzvu pro jakoukoli možnou formu života. Formy aktivního transportu a organismy s velkým poměrem povrchu k objemu by teoreticky mohly zmírnit nevýhody, které tato skutečnost přináší. [203]

V roce 2010 identifikoval Darrell Strobel z Johns Hopkins University větší množství molekulárního vodíku v horních vrstvách atmosféry Titanu ve srovnání s nižšími vrstvami, přičemž se zasazoval o tok dolů rychlostí přibližně 10 28 molekul za sekundu a zmizení vodíku poblíž povrchu Titanu, jak poznamenal Strobel, jeho nálezy byly v souladu s účinky, které předpověděl McKay, pokud by byly přítomny methanogenní formy života. [203] [205] [206] Ve stejném roce další studie prokázala nízké hladiny acetylenu na povrchu Titanu, což interpretoval McKay jako hypotézu o organismech konzumujících uhlovodíky. [205] Přestože opakuje biologickou hypotézu, varoval, že pravděpodobnější jsou další vysvětlení nálezů vodíku a acetylenu: možnosti dosud neidentifikovaných fyzikálních nebo chemických procesů (např. Povrchový katalyzátor přijímající uhlovodíky nebo vodík) nebo nedostatky současných modelů toku materiálu. [189] Je třeba doložit údaje o složení a transportní modely atd. I přes to, že nebiologické katalytické vysvětlení by bylo méně překvapivé než biologické, McKay poznamenal, že objev katalyzátoru účinného při 95 K (- 180 ° C) by bylo stále významné. [189]

Jak poznamenává NASA ve svém zpravodajském článku o zjištěních z června 2010: "Dosud jsou formy života na metanu pouze hypotetické. Vědci dosud tuto formu života nikde nezjistili." [205] Jak uvádí prohlášení NASA: „Někteří vědci se domnívají, že tyto chemické podpisy posilují argument primitivní, exotické formy života nebo předchůdce života na povrchu Titanu.“ [205]

V únoru 2015 byla modelována hypotetická buněčná membrána schopná fungovat v kapalném metanu při kryogenních teplotách (hluboké zmrazení). Skládá se z malých molekul obsahujících uhlík, vodík a dusík a má stejnou stabilitu a flexibilitu jako buněčné membrány na Zemi, které jsou složeny z fosfolipidů, sloučenin uhlíku, vodíku, kyslíku a fosforu. Tato hypotetická buněčná membrána byla nazvána „azotosom“, kombinace „azot“, francouzsky „dusík“ a „lipozom“. [207] [208]

Překážky Upravit

Navzdory těmto biologickým možnostem existují na Titanu impozantní překážky v životě a jakákoli analogie k Zemi je nepřesná. V obrovské vzdálenosti od Slunce je Titan chladný a v jeho atmosféře chybí CO2. Na povrchu Titanu existuje voda pouze v pevné formě. Kvůli těmto obtížím vědci jako Jonathan Lunine považovali Titan za méně pravděpodobné místo pro život než za experiment zkoumání hypotéz o podmínkách, které existovaly před vznikem života na Zemi. [209] Ačkoli samotný život nemusí existovat, prebiotické podmínky na Titanu a související organická chemie zůstávají velkým zájmem o pochopení rané historie pozemské biosféry. [190] Použití Titanu jako prebiotického experimentu zahrnuje nejen pozorování pomocí kosmických lodí, ale také laboratorní experimenty a chemické a fotochemické modelování na Zemi. [192]

Hypotéza Panspermia Upravit

Předpokládá se, že velké asteroidy a kometární dopady na zemský povrch mohly způsobit, že fragmenty hornin s obsahem mikrobů unikly z gravitace Země, což naznačuje možnost panspermie. Výpočty naznačují, že by se mohly setkat s mnoha těly ve sluneční soustavě, včetně Titanu. [210] [211] Na druhou stranu Jonathan Lunine tvrdí, že jakékoli živé bytosti v Titanových kryogenních uhlovodíkových jezerech by se musely chemicky tak lišit od života na Zemi, aby nebylo možné, aby jeden byl předkem druhého. [212]

Budoucí podmínky Upravit

Podmínky na Titanu by se v daleké budoucnosti mohly stát mnohem obyvatelnějšími. Po pěti miliardách let, kdy se Slunce stane červeným obrem, by jeho povrchová teplota mohla stoupnout natolik, aby Titan podporoval kapalnou vodu na jeho povrchu, což by ho učinilo obyvatelným. [213] Snižováním ultrafialového výkonu Slunce bude opar v horní atmosféře Titanu vyčerpán, což sníží protis skleníkový efekt na povrchu a umožní skleníku vytvořenému atmosférickým metanem hrát mnohem větší roli. Tyto podmínky společně mohly vytvořit obyvatelné prostředí a mohly by přetrvávat několik set milionů let. Navrhuje se, aby to byl dostatečný čas na to, aby se na Zemi mohl rozmnožit jednoduchý život, ačkoli přítomnost amoniaku na Titanu by způsobila, že chemické reakce budou probíhat pomaleji. [214]


Koeficienty jsou postupné Taylorovy aproximace $ sin (1) $.

Je možné násobit série společně. Je to trochu zdlouhavé, ale v podstatě pouze použijete distribuční vlastnost. Nemůžete však distribuovat jen normálně, jinak budete mít nekonečnou sbírku nekonečných součtů - chceme distribuovat způsobem, který nám umožní přečíst podmínky série.

Abychom to mohli udělat, budeme v zásadě počítat podmínky po jednotlivých objednávkách. To znamená, že vzhledem k těmto dvěma řadám nejdříve vynásobíme všechny členy, které dávají exponenty řádu 0 (jen první dva), potom vynásobíme všechny členy, které se násobí na pořadí 1 (konstanta prvních časů lineární z druhého a naopak), potom členy, které se množí na pořadí dva, atd., atd.

S LaTeXem nejsem nejlepší a nemyslím si, že bude jasné, když ukážu, jak to udělat. Místo toho jsem sem připojil odkaz, který funguje jako příklad.

(přejděte dolů asi do poloviny, pak začne vysvětlení. Alternativně stačí ctrl + f „násobení“)


Neutronové hvězdy a záblesky gama záření

Roberto P. Mignani, Advances in Space Research, 2011

5 centrálních kompaktních objektů (CCO)

U CCO byla hloubková optická / nIR pozorování provedena pro téměř všechny zdroje využívající HST, VLTa Blíženci. U CCO v PKS 1209-51 byla původně navržená identifikace nIR s nízkohmotnou hvězdou M (Pavlov et al., 2004) vyloučena vylepšenou astrometrickou analýzou (Mignani et al., 2007b Wang et al., 2007b) a horní hranicí řádného pohybu navrhovaného protějšku kandidáta (De Luca et al., Předloženo ke zveřejnění). Nebyl nalezen žádný životaschopný protějšek kandidátů na CCO v Cas A (Fesen et al., 2006), Kesteven 79 (Gotthelf et al., 2005), G347.3-0.5 (Mignani et al., 2008c), Puppis A (Wang et al., 2007b Mignani et al., 2009d). U všech z nich odvozené horní meze optické / nIR umožňují vyloučit přítomnost jiného binárního společníka než hvězdy s velmi nízkou hmotností (typ M5 nebo novější), i když nevylučují ani přítomnost disku trosek, jako v případě magnetarů.

Pouze pro CCO ve Vela Jr. identifikoval možný protějšek nIR (H ∼ 21,6 K s ∼ 21,4) VLT (Mignani et al., 2007d), jehož povaha je dosud neurčena. Emise nIR kandidátského protějšku by mohla být kompatibilní s tím, že to je samotná neutronová hvězda, nízkohmotná M-hvězda nebo záložní disk. Zajímavé je, že Vela Jr. CCO obsahuje optickou mlhovinu detekovanou v R kapela s VLT a také detekován v linii Hα, která byla interpretována buď jako příďový šok, produkovaný pohybem neutronových hvězd v ISM, nebo jako fotoionizační mlhovina (Mignani et al., 2007b, d). Nicméně nový HST pozorování (Mignani et al., 2009e) zjevně odporují druhému scénáři.

Pro CCO v RCW 103, u kterého je často podezření, že je v binárním systému kvůli jeho přechodné rentgenové emisi a jeho 6hodinové periodicitě, byl navržen kandidátský protějšek (Pavlov et al., 2004) s M-hvězdou identifikovanou v blízkosti the Chandra pozice. Systematická re-analýza astrometrie všech dostupných Chandra pozorování CCO (De Luca et al., 2008) vyloučili souvislost s navrhovaným protějškem. Hledání korelované variability rentgenového záření a nIR, a to jak ve zdrojové periodě 6 hodin, tak v časové linii let od všech možných protějšků detekovaných kolem Chandra pozici provedli De Luca a kol. (2008) s využitím všech dostupných možností HST a VLT datové sady. Nebyl však nalezen žádný významný důkaz variability v žádném časovém měřítku, takže identifikace CCO RCW 103 zůstala otevřenou otázkou. Podle receptury magnetaru by pozorování ToO nIR po opětovném zjasnění zdroje v rentgenovém paprsku mohla pomoci přesně určit protějšek CCO.


Pro výpis & quotIf P má Q & quot jeden:

Kontrapositiv je ekvivalentní původnímu prohlášení. Platí přesně, když je původní tvrzení pravdivé, a je nepravdivé přesně, když je původní tvrzení nepravdivé.

Konverzace je jiné tvrzení. Znalost toho, zda je původní tvrzení pravdivé, vám neřekne nic o tom, zda je obrácený pravdivý.

Všimněte si také, že negace & quot $ a $ a $ b $ jsou celá čísla & quot není & quot $ a $ a $ b $ nejsou celá čísla & quot negace je & citát $ a $ nebo $ b $ není celé číslo & quot. To proto, že negace & quotP a Q & quot je & quot; P nebo ne Q & quot; není & quot; P & ne Q & quot.

Chcete-li to vidět, napište příkaz & quot $ a $ a $ b $ jsou celá čísla & quot jako skutečná spojka (& quotP a Q & quot), což by bylo & quot ($ a $ je celé číslo) a ($ b $ je celé číslo) & quot. Angličané možná skryli, co ve skutečnosti spojení je. Takže jeho negace je & quot ($ a $ není celé číslo) nebo ($ b $ není celé číslo) & quot.


SLEPÉ STŘEVO

Počátek rychlé migrace závisí na přítomnosti nějakého materiálu prstence uvnitř

4 rH malého měsíce. U měsíce v mezeře rychlá migrace probíhá pouze tehdy, když je poloviční šířka mezery 4 rH. Protože vztah mezi Měsícem a velikostí mezery, kterou vytváří, je pro migraci zásadní, uvažujeme o několika přístupech k posouzení tohoto vztahu.

V přístupu k vyvážení krouticího momentu (např. Lissauer et al. 1981) se viskózní krouticí moment na materiálu prstence rozptyluje do mezery šířky ΔA je nastaven na stejnou hodnotu jako točivý moment na okraji mezery aplikovaný satelitem. Z teorie slabého rozptylu (Lin & amp Papaloizou 1979) tato rovnováha poskytuje jednoduchý vztah mezi poloviční šířkou mezery a poloměrem kopce satelitu:

Pokud je čas k vyplnění mezery viskózní čas (např. Tvyplnit v rovnici (7) v hlavním textu) je možné v tomto výrazu eliminovat viskozitu a odvodit minimální velikost mezery, jako v rovnici (2) pro rmezera.

Alternativní přístup se rovná materiálu radiální vzdálenosti, který může prsten difundovat v synodické periodě, s posunem v polomajorové ose, kterou částice obdrží po každém blízkém setkání se satelitem (úměrně k pravé straně rovnice (A1), viz také rovnice ( 5) Bromley & amp Kenyon 2011b). Toho je dosaženo v orbitální vzdálenosti od satelitu

Tento výsledek je podobný výsledku v rovnici (A1).

Podrobnější způsoby léčby odvozují určitou formu rovnice radiální difúze přes mezeru a výslovně řeší distribuci povrchové hustoty a poloviční šířku mezery (např. Hourigan & amp Ward 1984 Rafikov 2001). Ačkoli tato řešení přinášejí mnohem lepší odhady distribuce povrchové hustoty, výsledky pro poloviční šířku mezery se liší od jednodušších úprav o méně než dvojnásobný faktor. Vzhledem k nejistotám poskytuje rovnice (A1) nebo rovnice (A2) přiměřenou aproximaci poloviční šířky.

Chcete-li použít tyto dva výsledky na Saturnův kruh A, převezmeme nominální parametry v rovnicích (14) - (16) z hlavního textu a odvodíme

pro vyvážení momentů a

pro vyvážení rozptylu a viskózní difúze. Pro malé měsíce schopné rychlé migrace rH ≈ 2–5 km, tyto přístupy přinášejí podobné výsledky pro ΔA. U mnohem větších měsíců poskytuje rovnováha točivého momentu trvale větší poloviční šířku.

Ve zbývající části této části se zaměříme na poloviční šířky odvozené vyvážením rozptylu a viskózní difúze. Vyžadující ΔA 4 rH získá maximální poloměr Hill pro satelit schopný čerpat materiál z okrajů mezery,

23 km, když rozptyl vyrovnává viskózní difúzi. Tento limit je srovnatelný s rrychle.

V zásadě měsíce s rH 23 km může zabránit proniknutí materiálu do 4rH. Tyto měsíce v režimu typu II migrují pomalu. Vzhledem k tomu, že gravitační rozptyl tak prudce klesá s orbitální vzdáleností od satelitu, viskózní difúze se neustále snaží vhánět materiál do mezery. Pokud difúze produkuje vyšší hustotu povrchu a viskozitu na okrajích mezery, mezera se zmenší, což umožní satelitu odtahovat materiál z mezery, což může zahájit rychlou migraci.

Pro srovnání jednoduché teorie s Daphnisem v Keeler Gap a Pan in the Encke Gap jsme se rozhodli rH ≈ 5 km pro Daphnis a rH

20 km pro Pan. U Daphnisa nastává rovnováha mezi rozptylem a viskózní difúzí při ΔA

12 km, poněkud menší než pozorovaná poloviční šířka,

13–20 km, Keelerova mezera (Weiss et al. 2009). U Pan je zůstatek na ΔA

75 km, mnohem menší než pozorovaná poloviční šířka,

160 km, Encke Gap. Na základě této analýzy identifikujeme Daphnis jako dobrého kandidáta na rychlou migraci. Pan je špatným kandidátem na rychlou migraci, přinejmenším za současných podmínek v Encke Gap. Avšak kromě jiných účinků, jako jsou rezonance se vzdálenými měsíci, Pan nemusí být schopen zastavit dlouhodobou difúzi materiálu prstence do 4rH.

V našich výpočtech velké měsíce dosahují rovnováhy mezi viskózní difúzí a gravitačním rozptylem. Číselné výsledky podporují limity odvozené z rovnice (A4). Měsíce s rH 20–25 km může migrovat v režimu typu II. Menší měsíce s rH ≈ 2–20 km mohou podstoupit rychlou migraci.


Existuje ve vesmíru gravitace?

Astronauti a vesmírní turisté si možná myslí, že se během letu do vesmíru cítí bez váhy, ale nenechte se zmást poněkud zavádějícím výrazem „nulová gravitace“. Každý objekt ve vesmíru stále cítí gravitační tah z jiných objektů, včetně vesmírných cestujících, kteří si představují sebe bez gravitačních pout Země.

Gravitace Země ovlivňuje vše na povrchu planety nebo v její blízkosti. Cítíme sílu gravitace na Zemi skrz naši hmotu a tato síla se také promítne do adownward tahu 9,8 metrů za sekundu na druhou (32 ft / s ^ 2).

Proto astronauti potřebují k překonání bezprostředního gravitačního přetahování Země výkonné stroje, jako jsou hlavní motory raketoplánu a dvojité posilovače nebo ruské rakety Sojuz.

Gravitace představuje vzájemnou přitažlivost mezi dvěma objekty a síla tohoto tahu závisí jak na hmotnosti, tak na vzdálenosti mezi objekty. Větší hmota vede k většímu gravitačnímu tahu, jak každý, kdo se snažil zhubnout několik kilogramů, ví z první ruky.

Naproti tomu větší vzdálenost vede k rychlému snižování gravitačního tahu. Ale tam, kde se vesmírná stanice potuluje, asi 220 mil (354 km) nahoru, je gravitační síla stále asi 90 procent toho, co je na povrchu. Gravitace Země stále klesá na oběžnou dráhu astronautů.

Kosmická loď nebo vesmírná stanice mohou čelit zemskému tlaku směrem dolů tím, že vytvářejí dostatečnou horizontální rychlost, takže se neustále posouvá do strany, jak současně klesá k planetě, a vytváří tak oběžnou dráhu. Například vesmírný raketoplán obvykle cestuje kolem Země rychlostí puchýřků 17 000 až 18 000 mph, aby zůstal nahoře. Tento nepřetržitý volný pád kolem planety vyvolává u astronautů dojem beztíže.

Obrovské objekty s obrovskou hmotou mohou způsobit, že jejich gravitační účinky budou procházet mnohem většími vzdálenostmi. Měsíc udržuje volně padající oběžnou dráhu kolem Země a Země sama zůstává na oběžné dráze kolem masivního slunce. Oursun obsahuje přes 99 procent veškeré hmoty ve sluneční soustavě, což vysvětluje, proč se jeho gravitačnímu tahu podařilo zachytit osm planet podél Pluta a řady dalších objektů.

Jupiter, největší planeta v naší sluneční soustavě, také protáhl svůj gravitační sval na obrovské vzdálenosti vesmíru tím, že vtáhl vesmírné kameny a další úlomky, které by jinak mohly ohrozit Zemi. To umožnilo pozorovatelům Země také být svědky několika velkolepých dopadů na plynného obra, jako například ten, který nedávno lefta Jovian jizva o velikosti Tichého oceánu.

I asteroidy a další menší vesmírné horniny vyvíjejí slabé gravitační tahy. A na druhé straně někteří vědci navrhli použít pouhou hmotnost kosmických lodí k tomu, aby fungovali jako gravitační traktory, které jemně vytahují hrozivé vesmírné horniny z dráhy Země.

Einsteinova závažná analogie

Albert Einstein navrhl jiný způsob, jak přemýšlet o gravitaci ve vesmíru. Zvažte, zda byl 3D vesmír plochý, 2-D list. Každý objekt v prostoru působí jako koule, která váží na časoprostorové látce a vytváří vypouklou kapsu podobnou mělké prohlubni v zemi.

Toto zakřivení časoprostoru má vnitřní dopad na cestu dalších objektů, zejména na menší procházející objekty. Je to jako mít list roztažený mezi dvěma lidmi a sledovat mramor, jak se valí dolů do boule vytvořené velkou koulí sedící na listu. Masivnější objekty, jako jsou černé díry, vytvářejí větší vypouklé kapsy časoprostoru, zatímco drobné předměty, jako například vesmírný člověk, by sotva představovaly důlek.

Gravitace tedy může být všude ve vesmíru, ale to astronautům nebo matkám nezabrání popsat úžasný pocit beztíže. Někdy iluze lidské zkušenosti mluví více než přísný vědecký fakt.


Podívejte se na video: Gravitacija (Říjen 2022).