Enceladus (měsíc)

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Skočit na: Navigace, Hledání
Saturnovy měsíce:
Enceladus
Enceladus na snímku sondy Voyager 2
Objev
Objevitel William Herschel
Datum objevu 28. srpna 1789
Elementy dráhy
(Ekvinokcium J2000,0)
Velká poloosa 237 948 km
0,001 591 AU
Excentricita 0,0045
Pericentrum 236 877 km
Apocentrum 239 019 km
Perioda (oběžná doba) 1,370 218 d
Sklon dráhy k rovníku 0,019°
Fyzikální charakteristiky
Rozměry 508 × 496 × 490
(498,8) km
Gravitační parametr 7,207 15 km3/s2
Hmotnost 1,08×1020 kg
Průměrná hustota 1,61 g/cm3
Gravitační zrychlení 0,113 m/s2
( 0,0115g)
Úniková rychlost 0,241 km/s
Perioda rotace 32,883 h
(vázaná rotace)
Sklon rotační osy ~ 0°
Albedo 0,99±0,06
Povrchová teplota
- min
- průměr
- max
 
? K
-222 °C, tj. 51 K
-198 °C, tj. 75±3 K
Charakteristiky atmosféry
Atmosférický tlak neměřitelný
Složení atmosféry
Voda a její ionty ~ 100 %

Enceladus (definitivní astronomické označení Saturn II) je měsíc planety Saturn, z největších měsíců objevených do 19. století druhý od planety. Jeho oběžná dráha se nachází mezi drahami měsíců Mimas a Tethys. Mezi planetárními tělesy sluneční soustavy drží Enceladus primát, má nejvyšší albedo – odráží 99 % dopadajícího slunečního světla a je tedy „bělejší“ než list papíru. Skládá se převážně z ledu (jeho hustota činí jen 1,6 g/cm3).

Objevil ho německo-britský astronom William Herschel v roce 1789. Měsíc byl pojmenován podle jednoho z Titánů, Enkelada, kterého zahubila bohyně Pallas Athéna tím, že na něho hodila ostrov Sicílii. Jméno navrhl objevitelův syn, astronom John Herschel v roce 1847.

Enceladus je poměrně malý, přesto však vykazuje rozsáhlou geologickou aktivitu. Vyvolávají ji patrně slapové síly planety Saturn, podobně jako u Jupiterových měsíců Io a Europa, protože vlastní zdroj tepla z radioaktivního rozpadu mít Enceladus nemůže. Předpokládá se, že k tomu může přispívat i skutečnost, že dráhy Encelada a Dione jsou v rezonanční vazbě 1 : 2, což vyvolává uvnitř obou měsíců dodatečné slapové síly, a spolupůsobit může i měsíc Mimas. Vliv slapových sil by však nestačil k roztavení ledu, proto se vědci domnívají, že nitro Encelada musí obsahovat i jiné těkavé látky s nízkým bodem varu. Na ledovém povrchu lze rozpoznat nejméně pět různých typů terénů: četné deformace, trhliny a prolákliny, ale jen málo kráterů, mnohé přetvořené plastickým tečením povrchových vrstev měsíce. Největší kráter má průměr asi 35 km. Je zřejmé, že povrch je relativně mladý (některé oblasti mladší než 100 miliónů let), obnovuje se a proto se předpokládá existence aktivního kryovulkanismu a podpovrchového oceánu. Pokud tomu tak skutečně je, mohl by zde existovat život. Povrch Encelada do jisté míry připomíná Jupiterovy měsíce Europu a Ganymeda. Enceladus má též velmi řídkou atmosféru.

V blízkosti měsíce objevila sonda Cassini také zvýšenou koncentraci prachových částic.

Stejně jako většina ostatních Saturnových měsíců má i Enceladus vázanou rotaci a kolem vlastní osy se otočí jednou za 32 hodin 53 minut. Jeho rotační osa je jen minimálně skloněna k rovině oběžné dráhy, což je podobné jako u Mimasu. Parametry dráhy a albedo Saturnova prstence E rovněž naznačují, že by mohl být zásobován materiálem vyvrženým z tohoto měsíce (nejspíše z gejzírů). Jednoznačné důkazy zatím chybí, ale nestabilita samotného prstence, který by bez přísunu materiálu zanikl během několika tisíc let, je silným nepřímým důkazem takového mechanismu.

Kosmický průzkum[editovat | editovat zdroj]

První snímky měsíce pořídila během průletu kolem Saturnu sonda Voyager 1 v prosinci 1980, ale snímky s lepším rozlišením, umožňujícím jeho vědecké zkoumání, získal až Voyager 2 v srpnu 1981.

výtrysky vody nad Enceladem

Intenzivní průzkum Encelada má v programu sonda Cassini, která již kolem něj třikrát velmi těsně prolétla, a to 17. února, 9. března a 14. července 2005. Poprvé se přiblížila až na 1179 km, podruhé na 500 km, potřetí na pouhých 175 km. Podařilo se získat řadu snímků s vysokým rozlišením. Měření magnetického pole v blízkosti Encelada odhalilo přítomnost iontů, pravděpodobně ionizované vody. Další průlety ve větší vzdálenosti se uskutečnily 29. března (64 000 km) a 21. května 2005 (93 000 km) – ty prokázaly, že v oblasti jižního pólu existuje tektonická struktura (tzv. Tygří drápy), z které vyvěrá relativně velmi teplý materiál. To dává naději, že minimálně část ledového příkrovu je pod povrchem natavena (zřejmě slapovými silami) a existuje i možnost existence menšího podpovrchového vodního rezervoáru.

Dne 4. dubna 2014 NASA na základě shromážděných údajů z výzkumu oznámila, že tento vodní oceán na Enceladu skutečně existuje. Nachází se pod ledovým příkrovem tloušťky 30–40 km v okolí jižního pólu měsíce, jeho hloubka je odhadována na 10 km.[1]

Reference[editovat | editovat zdroj]

  1. GEMBEC, Martin. Oceán na Saturnově měsíci Enceladus potvrzen [online]. Astro.cz, 2014-04-04, [cit. 2014-04-05]. Dostupné online.  

Externí odkazy[editovat | editovat zdroj]

Logo Wikimedia Commons
Wikimedia Commons nabízí obrázky, zvuky či videa k tématu