saturn_vg2_big Astrofyzika XI. Sluneční soustava Vladimír Štefl Ústav teoretické fyziky a astrofyziky Kosmogonie Sluneční soustavy Kosmogonie Sluneční soustavy Teplota ve Sluneční mlhovině Kosmogonie sluneční soustavy Kosmogonie Sluneční soustavy Kosmogonie Sluneční soustavy Kosmogonie Sluneční soustavy Mezihvězdné mračno prachu a plynu o teplotě 10 K, se začalo smršťovat a rotovat kolem rotační osy, plyn se soustředil v centrálním kulovém útvaru, prachová zrna v disku, setkávaly se a slepovaly, za 1 000 roků, vznikla zrna o velikosti 10 milimetrů, pokračovala ve spojování až za dalších 1 000 roků vznikla tělesa o průměru 5 km, planetesimály první generace. Za přibližně 20 000 roků se vytvořily planetesimály druhé generace o průměrech 500 – 800 km, hmotnostech řádově 10 na 21 kg. Tato tělesa začala gravitačně vázat plyn z původního plynu v disku. Narůstající záření Slunce zvyšovalo teplotu, tudíž většina atomů respektive molekul dosáhla únikové rychlosti a odletěla do meziplanetárního prostoru. Tam působil rovněž sluneční vítr, proud nabitých částic pohybujících se rychlostí 100 – 1000 km/s. Prvotní atmosféru si uchovaly pouze Jupiter, Saturn, Uran a Neptun. Terestrické planety si vytvořily druhotné atmosféry. Kosmogonie Sluneční soustavy Mars mars_jeslicky_23_5_08 Charakteristiky Marsu Pozorování Marsu ze Země Mars – globální prachová bouře 373_5 Severní čepička – vodní led, jižní – vrstva ≈ 8 m CO2, pod ní vodní led, Mars - solární konstanta 590 W/m2, získává méně zářivé energie, přesto za 30 roků narostla teplota řídké atmosféry o 1,7 o C Tvář na povrchu Marsu, atmosféra velikost ≈ 200 m Zvětrávání kráterů na Marsu Mars – útvary v písečném povrchu Mars – impaktní kráter o průměru 2,3 km voda, písek ? Povrch na Marsu Mars Mars Global Surveyor: přirozené kanály, stékání vody, písku z vyvýšenin Navátý povrch na Marsu Mars – Olympus Mons olympus2 Mars - Olympus Mons h ≈ 27 km 1.Snímek složený ze snímků sondy Viking z roku 1998 ukazuje nejvyšší horu Marsu, Olympus Mons. Průměr základny je 624 km, výška hory se udává 21,2 km. Hora je největší horou i sopkou ve sluneční soustavě. 2.Snímek Olympus Mons z Viking Orbiter. Mars Mariner 9, Mars Global Surveyor, 1997: město Inků, jaké přírodní procesy ho zformovaly? Atmosféra Marsu CO2 95,23 % N 2,7 % Ar 1,6 % O 0,13 % CO 0,07 % CH4 10,5 ppb - 10-9 mars_surface_20051229_final13 sonda Mars Express, Keckovy dalekohledy – metan, trvalý zdroj ? činné sopky nejsou, mikroby ? Mars_atmosphere1 Vozítko Opportunity r. 2004 Opportunity sluneční články – úklid ,,tančící dervíši“, nestejnoměrný ohřev terénu a atmosféry, výška až 660 m, průměr 230 m, pohyb nad terénem rychlostí (1 – 60) m.s-1 Otočný stěžeň: panoramatická kamera PanCam spektrometr tepelných emisí – výzkum nerostů z tepelného vyzařování Výklopné rameno: spektrometr rtg a α záření, mikroskopický zobrazovač – detailní snímky hornin Výzkum povrchu Marsu •vymezené oblasti povrchu zkoumány (mm-mm), spektrální odrazivost, absorpce v infračervené oblasti různé druhy minerálů např. na planetách gamma_ray Výzkum gamma-záření – určování prvků (speciálně s přirozenou radioaktivitou U,Th) –Energie jednotlivých gamma-paprsků jsou charakteristické pro jednotlivé prvky Výzkum povrchu Marsu Mars nemá deskovou tektoniku jako Země, na povrchu strouhy od písku než řečiště, pouze delty řek vytvořeny vodou, přistávací modul Phoenix - 350 kg , sestup na padáku asi 13 minut, působil na okraji severní polární čepičky, pokles teploty vedl po 5 měsících k vypnutí modulu: půda ph - 7,7 , ledové krystaly zamrznuté do regolitu do hloubky 5 - 15 cm Phoenix_landing přístávací oblast Výzkum povrchu Marsu Perseverance Rover r. 2021 Výzkum povrchu Marsu Perseverance Rover r. 2021 heli-movement-far.gif First_selfie_animation_UHD_frameblended.gif Mars2020_callouts_body.png Výzkum povrchu Marsu Perseverance Rover r. 2021 Mars - Valles Marineris hloubka až 7 km, šířka (200 – 500) km, délka 4 000 km, průlet od východu, končí tzv. labyrintem hloubka až 7 km, šířka (200 – 500) km, délka 4 000 km, průlet od východu, končí tzv. labyrintem Mars – Phobos a Deimos Phobos – detaily povrchu Mars Global Surveyor, 1988, ze vzdálenosti 1080 km, kráter Stickney – 10 km Planetka a její měsíc - Ida a Dactyl idadactyl Ida 56 x 54 x 21 km, doba rotace 4 h 38 min, detaily 24 m Dactyl 1,6 x 1,4 x 1,2 km, vzdálenost 100 km Jupiter – charakteristiky Jupiter Jupiter Jupiter Jupiter – třetí rudá skvrna jupiter-spot HST WFPC2: Jupiter – magnetické pole Jupiterovy měsíce •1610 Galileo Galilei – objev 4 největších měsíců Jupiteru • Io, Europa ,Ganyméd, Kallistó, • Nejdříve žákům připomeneme, že v současné době má Jupiter (podle NASA) 62 přirozených satelitů. (Některé zdroje uvádějí 63 měsíců) Galileo Galilei je objevitelem čtyř největších měsíců Jupiteru. Proto se jim také říká galileovské měsíce. Galilei je nejprve považoval za hvězdy, po čase zjistil, že jsou to tělesa, která Jupiter obíhají (ve směru jeho rotace). Jeho objev měl velký význam, protože tím dokázal, že existují i jiná tělesa, která neobíhají kolem Země. Tím se také podpořil heliocentrický systém (středem sluneční soustavy je Slunce). Po kliknutí se zobrazí názvy všech čtyř galileovských měsíců. Jejich popis bude na následujících snímcích. obj_mes1 obj_mes2 Rukopis Sidereus Nuncius Pro zajímavost: Dvě strany z Galileovy publikace Sidereus Nuncius (1610), kde je psáno: „… měl bych odhalit a říci světu o objevu a pozorování čtyř planet, které dosud nemohly být spatřeny; o jejich poloze a o pozorováních, která jsem prováděl během uplynulých dvou měsíců, o jejich pohybech a změnách jasnosti; a vyzývám všechny astronomy, aby se zaměřili na stanovení dob oběhu, které se mi doposud nepodařilo zjistit … “ Galileovské měsíce Jupiteru 470_8 názvy měsíců – Simon Marius (1573 – 1624) r. 1614 Io - milenka Dia Galileovské měsíce Jupitera HST, NIMCOS snímek z roku 2004 mesíceJupiter Charakteristiky měsíců 5 10 15 20 25 30 Distance (Rj) a (106 km) P (dny) e ms (1020 kg) Rs (km) r (kg m-3) Io 422 1.769 .0041 893 1821 3.53 Europa 671 3.552 .010 480 1565 2.99 Ganymede 1070 7.154 .0015 1482 2634 1.94 Callisto 1883 16.69 .007 1076 2403 1.85 Jupiter – měsíc Io HST WFPC2: Slapy na měsíci Io Io - rotace rotační rychlost na rovníku 7,5 cm.s-1, rotační perioda 42,5 h. Srovnání Io - Měsíc MOONIO Saturn saturn_vg2_big Charakteristiky Saturnu Saturn – prstence Saturn – atmosféra Saturn – atmosféra Saturn – polární záře Měsíce Saturnu malé < 500 km, neaktivní malé, aktivní střední, neaktivní střední, aktivní Mimas R=196 km Herschel Enceladus R=250 km bez kráterů Dione R=560 km Tethys R=530 km Iapetus R=718 km Rhea R=764 km Note hemispheric albedo contrast 80 km diameter Měsíc Saturnu Mimas Měsíc Saturna Rhea Rhea druhý největší - 1 500 km Titan saturntitan_cassini_big a = 1 221 870 km P = 15,945 dne T ≈ 100 K m = 1,3 . 10 23 kg R = 5 150 km ρ = 1,9 . 103 kg.m-3 Význam studia Titanuu •Má tlustou atmosféru, unikátní mezi měsíci •Je velký přibližně jako Merkur •Opticky tlustý závoj – obtížně získat snímky povrchu •Zajímavý astrobiologicky (uhlovodíky/organické) •Předpovídán methanový “hydrologický cyklus” •Současný výzkum – sonda Cassini/ modul Huygens scanned_images Titan titan_cassini_ Atmosféra Titanu shuc20 Coriolisovo zrychlení Parametr vnějšího vzhledu atmosféry – relativní velikost atmosférických vírů Atmosféra Titanu Titan-Atmosphere Při v ≈ (50 – 100) m.s-1, vzhled atmosféry planety určován její velikostí Rp a dobou rotace T Země, Mars β ≈ 0,1 Velikost ≈ 1 000 km Titan Rp = 5 150 km, T = 16 dnů β ≈ 2 HurricaneAndrew Atmosféra Titanu metan rozkládán slunečním zářením, průběžně uvolňován z nitra Složení atmosféry Titanu •Tlak na povrchu 1.5 bar, teplota 94 K, celková hmotnost atmosféry ~ dvojnásobek pozemské •Různé organické molekuly, řádově ppm – parts per milion 10-6 •Mlha se skládá z částic ~1 mm, kondenzáty metanu a další uhlovodíky •Sluneční soustava C:N poměr 4-20:1. Na Zemi většina uhlíku je vázána v uhličitanech; kde je C uložen na Titanu? Titan Země N2 82-98 % 78% CH4 2-10 % 2 ppm O2 - 21% CO2 0.01 ppm 350 ppm Ar 7 ppm 0.9% •Existence atmosfér těles •ve Sluneční soustavě earth_1_apollo17 merc_col Titanatmo_270h Porovnání hodnot únikové a střední kvadratické rychlosti Vp = ( 2G M / R) 1/2 Vk = ( 3kT / m) 1/2 cassini_trajectory Sonda Cassini s modulem Huygens cassini •6 tun, plánována 1985 • vypuštěna 1997, •dráha – Venuše, Země Cassini Huygens Modul Huygens na Titanu Modul Huygens výsledky •Povrch připomíná řečiště řek na Zemi •Osvětlení oranžovou odpovídá situaci 10 minut po západu Slunce na Zemi •Slunce je 10krát menší než na Zemi, obdoba se světly auta ze vzdálenosti 150 m • stíny jsou tlumené - 90% světla je nepřímo rozptylováno oblázky ~ 15 cm, povrch geologicky mladý, změny odrazivosti Sonda Cassini - výsledky •Dva druhy terénu – jasný & tmavý (na snímcích z radaru a NIR), korelace mezi oběma? •Objev jezer o průměru stovek metrů 2000 km snímek 600 km nepřítomnost kanálů a škrábanců RADAR NIR Charakteristiky Uranu Prstenec Uranu 9835x Měsíce Uranu Stavba nitra Uranu a Neptunu Charakteristiky Neptunu Neptun Magnetická pole plynných obrů ptunu Prstence Neptunu Prstence a měsíce Neptunu Naiad_Recovery_v3.jpg Změny vzhledu Neptunu 81kecxr-topsirka Tmavá skvrna na Neptunu Pluto