Mezinárodní mise Cassini-Huygens úspěšně dosáhla oběžné dráhy kolem planety Saturn. 7. července 2004 řídící středisko obdrželo potvrzení, že kosmická loď Cassini provedla zážeh svých motorů tak, aby se dostala na správnou oběžnou dráhu. Začalo čtyřleté období studia druhé největší planety Sluneční soustavy, jejích prstenců a 31 známých měsíců.

Dr. Ed Weiler, administrátor pro výzkum vesmíru z ředitelství amerického Národního úřadu pro letectví a vesmír NASA (National Aeronautics and Space Administration), uvedl, že jde o úspěch týmu NASA a jeho partnerů z Evropské agentury pro vesmír ESA (European Space Agency) a Italské agentury pro vesmír, jimž se podařilo úspěšně dopravit výzkumnou sondu na vzdálenost 1,5 miliardy kilometrů od Země. Podrobný výzkum planety Saturn, jeho prstenců a měsíců, včetně největšího měsíce Titan, jistě přinese řadu překvapení jak vědcům tak veřejnosti.

Členové mise Cassini-Huygens v Laboratoři tryskových pohonů JPL (Jet Propulsion Laboratory) v Pasadeně v Kalifornii se zvedli z křesel, když síť Deep Space Network potvrdila příjem signálu, který indikoval úspěšné dosažení dráhy kolem planety Saturn. Programový manažér mise Cassini-Huygens v JPL Robert T. Mitchell uvedl, že nikdo od kosmické lodi Cassini a jejího řídícího týmu neočekával méně a nemohl očekávat více.

Deep Space Network je dosud největší a nejcitlivější vědecký telekomunikační systém a nejpřesnější radionavigační síť na světě. Tato síť umožňuje přenos dat mezi pozemskými řídícími středisky a meziplanetárními sondami a radioastronomický výzkum sluneční soustavy a vesmíru. Systém Deep Space Network tvoří oddělenou část Úřadu vesmírných komunikací NASA (Office of Space Communications) a je spravován Laboratoří tryskových pohonů NASA (Jet Propulsion Laboratory) Kalifornského institutu technologie (Caltech) v Pasadeně v Kalifornii. Deep Space Network se skládá ze tří telekomunikačních zařízení dlouhého dosahu, která jsou umístěna na Zemi zhruba ve vzdálenosti 120 stupňů zeměpisné délky v Goldstone v poušti Mojave v Kalifornii, nedaleko Madridu ve Španělsku a poblíž Canberry v Austrálii. Tyto strategické polohy umožňují udržovat trvalé telekomunikační spojení s kosmickými sondami bez ohledu na rotaci Země. [N1]

Ředitel JPL a vedoucí týmu pro radarová zařízení kosmické lodi Cassini Dr. Charles Elachi uvedl, že se dosažením planety Saturn sondou Cassini podařilo završit 22 let úsilí, závazků a všeho, co výzkum provázelo.

Mise stojí před dalším dramatickým úkolem v prosinci 2004, kdy se od kosmické lodi Cassini odpojí sonda Huygens, jíž vyrobila Evropská agentura pro vesmír ESA (European Space Agency). Sonda proletí hustou atmosférou Titanu, největšího měsíce planety Saturn, a dosedne nebo dopadne na jeho povrch. Ředitel vědeckých programů ESA Dr. David Southwood doufá, že mise sondy Huygens bude stejně úspěšná, jako mise kosmické lodi Cassini.
 

Planeta Saturn obíhá kolem Slunce ve střední vzdálenosti 1427 miliónů kilometrů s excentricitou dráhy 0,0055. Sklon dráhy k ekliptice je 2,489 stupně. Siderická doba oběhu je 10759,22 dne, což je 29,457 tropického roku.  Hmotnost planety je 95,2 hmotností Země. Rovníkový průměr Saturnu je 119000 km a polární průměr 107500 km. Jeho průměrná hustota je nejnižší z celé sluneční soustavy, pouze 0,7 g/cm3.  Saturn má obdobnou pásovou strukturu jako Jupiter. Její výraznost co do podrobností a kontrastu je menší. Rychlost změn na jeho povrchu je menší. Zbarvení Saturnu obsahuje světlejší tóny. Atmosféra Saturnu obsahuje vodík a hélium ve stejném poměru jako na Slunci. Jsou zřetelné absorpční čáry methanu, které jsou slabší než u Uranu a Neptunu. Čáry amoniaku jsou slabé. V emisním spektru byly zjištěny infračervené čáry příslušející komplexu ethanu, ethylenu a acetylenu. Zřejmě jde o výsledek polymerace methanu působením slunečního záření.  Infračervené detektory na palubách sond zjistily, že teplota mračen v rovníkové oblasti (+/-8 stupňů šířky) je o několik stupňů nižší než na ostatním povrchu planety. Rozdíly teplot mezi tmavými pruhy a světlými pásy jsou zhruba 3 K.  Vnitřní stavba Saturnu vychází spíše z kosmologických úvah a nízké hustoty než z přímého pozorování. Odhaduje se, že asi 15% tělesa tvoří silikátové a železné jádro. Jádro je obklopeno vnějším jádrem z amoniaku, methanu a vody a dosahuje do vzdálenosti asi 23% poloměru planety, tj. 13800 km od středu. Zbytek je tvořen kovovým kapalným vodíkem.  Sondy zjistily, že efektivní teplota viditelného povrchu je příliš vysoká, aby odpovídala rovnovážnému stavu při dané intenzitě slunečního záření. Saturn vyzařuje asi 2,5 krát více energie, než přijímá od Slunce. Podobně jako u Jupiteru tento zdroj energie vychází buď ze zbytkového tepla nebo ze smršťování planety.  Existenci magnetického pole prokázala sonda Pioneer 11. Jeho osa téměř souhlasí s osou rotace a úhel mezi oběma osami je menší než 1 stupeň. Na severním pólu je intenzita pole 0,69.10-4 T, na jižním pólu 0,53.10-4 T. Šířka magnetosféry Saturnu dosahuje vzdálenosti 3,4 miliónů kilometrů, tedy asi 28 poloměrů planety.  Prstence Saturnu jsou široké nejméně 65000 km, avšak jejich tloušťka je jen několik set metrů. Hvězdářským dalekohledem lze pozorovat nápadnou tmavou mezeru, která rozděluje prstence na vnější část A a vnitřní část B. Tato mezera je nazývána Cassiniho dělení a lze ji připsat rušivému, zejména gravitačnímu působení satelitu Mimas a některých dalších satelitů. Šířka prstence A je 15700 km, šířka nejjasnějšího prstence B je 25000 km.  Před delší dobou byla prokázána existence velmi řídkého prstence C, širokého asi 12500 km, který leží uvnitř prstence B a je od něho oddělen mezerou.  Některá pozemní pozorování uvádějí, že uvnitř prstence C leží ještě obtížně pozorovatelný prstenec D a naopak vně prstence A leží jemný prstenec E. Sonda Pioneer 11 při průletu rovinou prstenců však jejich existenci nepotvrdila. Naproti tomu fotopolarimetr na palubě sondy zaznamenal dosud neznámý prstenec F, široký pouze 500 km oddělený od prstence A mezerou. Rozměry a poloha prstence F však neodpovídají předpokládanému prstenci E.  Z údajů detektorů kosmického záření bylo dále odvozeno, že daleko za hranicí dnes známé soustavy prstenců leží zřejmě další prstenec G, velmi slabý pro pozorování ve viditelném světle. Jeho šířka je asi 300000 km a leží ve vzdálenosti pětkrát větší než prstenec A. Pozoruhodné je, že tento prstenec leží za Rocheovou mezí.  Zásadní zvrat v pozorování prstenců Saturnu způsobila svými snímky sonda Voyager. Jednotlivé prstence A, B, C atd. nejsou jednolitými útvary, ale jsou složeny ze stovek úzkých prstenců. Kromě toho se ukázalo, že některé prstence, zejména F, nejsou kruhové, ale mají nepravidelný tvar a jakoby se otáčely kolem sebe. Na některých prstencích byly pozorovány kličky a uzlíky. Celými prstenci pak radiálně procházejí jakési paprsky. Podle současných představ nebeské mechaniky by tyto útvary vůbec neměly existovat, protože vnější části prstenců musí rotovat pomaleji než vnitřní části a tím by se radiální paprsky měly velmi rychle rozpadnout.  Nové poznatky tedy velmi zkomplikovaly snahu o vytvoření ucelené teorie prstenců. Jejich tvar je zřejmě důsledkem složitých gravitačních sil a působení některých měsíců Saturnu. Kromě toho se u nepravidelných prstenců uplatňují zřejmě elektrické síly.  Tloušťka prstenců je velmi malá, podle dosud provedených pozorování se pohybuje v mezích od 300 m do 5 km.  Prstence Saturnu mají výrazný vliv na radiační pásy. Pohlcují ve značné míře přilétající částice a tím podstatně snižují úroveň kosmického záření ve svém okolí. Nabité částice v radiačních pásech oscilují kolem rovníkové roviny planety.  Složení prstenců zůstává zatím nejasné. Z důvodů kosmické dynamiky jde zřejmě o velké množství drobných částic obíhajících samostatně kolem planety. Extrémní plochost lze vysvětlit výběrovým efektem, při kterém dochází ke srážkám částic s větším sklonem dráhy častěji než u částic se sklonem malým.  Rozmezí velikosti částic v prstencích je velmi široké. Z měření vyplývá, že v prstenci C je přítomna prachová složka. Naopak podle zákrytů hvězd prstenci se soudí, že v prstencích musí existovat kameny o rozměru desítek i stovek metrů, ale jiným vysvětlením je náhlá změna hustoty prachových částic.  Největší počet částic zjištěný radarovým odrazem je v rozmezí od 4 do 30 cm. Infračervené spektrum vykazuje absorpční čáry pevného amoniaku nebo amorfního ledu při velmi nízké teplotě.  Vznik prstenců není objasněn. Nejrozšířenější je hypotéza, že prstence vznikly rozpadem jednoho měsíce planety. Kolem každého dostatečně hmotného tělesa vzniká ohraničená oblast zvaná Rocheova mez. Gravitační pole uvnitř této oblasti je již tak silné, že větší těleso, které se dostane do této oblasti, je vlivem rozdílů gravitačních potenciálů rozrušeno. Vnější okraj prstenců Saturnu, který leží ve vzdálenosti 2,3 poloměru leží právě na hranici Rocheovy meze. Do této hypotézy však nezapadá nově objevený prstenec G a není jasné, jaký mechanismus způsobil rozpad velkých kusů do rozměrů malých úlomků.  Jinou hypotézou je předpoklad, že prstence jsou pozůstatkem z doby tvorby měsíců. Vlivem rušivých sil část hmoty nemohla zkondenzovat a zůstala rozptýlená a později vytvořila prstence. Zůstává však závažná pochybnost o této hypotéze, protože působením celé řady rušivých vlivů dochází k úbytku hmoty v prstencích a údobí 4,6 miliardy let se jeví příliš dlouhé na to, aby se prstence ve své podobě zachovaly dodnes.

Očekává se, že podrobný průzkum Saturnu, jeho prstenců a měsíců v rámci mise Cassini-Huygens poskytne hodnotná data pro hlubší pochopení, jak se vyvíjela Sluneční soustava a prstence planety Saturn.

Kosmická loď Cassini od svého startu 15. října 1997 z letecké základny na mysu Cap Canaveral na Floridě urazila vzdálenost asi 3,5 miliardy kilometrů. Během čtyřleté mise kosmická loď provede 52 těsných přiblížení k sedmi z 31 dosud známých měsíců Saturnu.

Kromě barevných snímků atmosféry Saturnu kosmická loď provede řadu měření gravitačních a magnetických polí, na jejichž základě vědci lépe porozumí složení nitra této planety.

Mise Cassini-Huygens je společným projektem Národního úřadu pro letectví a vesmír NASA, Evropské agentury pro vesmír ESA a Italské agentury pro vesmír. Misi řídí Laboratoř tryskových pohonů JPL, která je součástí Kalifornského institutu technologie v Pasadeně. JPL vyvinula a sestavila kosmickou loď Cassini.

První snímky kosmické lodi Cassini ukazují další podrobnosti prstenců planety Saturn. Vědecká měření ukázala, že magnetické pole planety Saturn pulsuje a mění svoji velikost, jak se kosmická loď Cassini pohybuje kolem planety.

Üzkoúhlá kamera pořídila prvních 61 snímků bezprostředně poté, co zážeh motorů umístil kosmickou loď Cassini na správnou oběžnou dráhu. Kosmická loď se v té době pohybovala rychlostí asi 15 kilometrů za sekundu.

Vedoucí týmu pro pořizování snímků Dr. Carolyn Porco z Institutu pro výzkum vesmíru v Boulderu v Coloradu uvedla, že již první získané snímky jsou překvapivé. Pracuje na této misi 14 let, avšak nikdy nebyla tolik překvapena tím, co viděla nyní.

Některé snímky zobrazují hustotní vlny v prstencích, které vypadají jako pruhy různé šířky. Jiné snímky ukazují vroubkovaný okraj prstence. Jednotlivé částice nelze rozeznat, avšak na snímcích jsou vidět shluky částic podobně jako při dopravní zácpě na silnici. Částice se v prstenci shlukují a po určité době se od sebe vzdalují.

Přístroj pro záznam magnetických polí získal první podrobné snímky magnetosféry Saturnu. Dr. Tom Krimigis z Laboratoře aplikované fyziky Johnse Hopkinse v Laurelu tvrdí, že sonda Voyager nám umožnila získat hrubou představu o magnetickém poli Saturnu podobně jako slepý člověk vnímá slona. Nyní tohoto slona konečně můžeme vidět. Magnetosféra je tvořena shluky částic o vysoké energii, které se pohybují kolem Saturnu po drahách tvarovaných magnetickým polem a je obklopena částicemi slunečního větru.

Dr. Bill Kuth uvádí, že kosmická loď Cassini prošla čelem rázové vlny částic slunečního větru v magnetosféře Saturnu dříve, než se očekávalo. Kosmická loď poprvé prošla čelem rázové vlny slunečního větru ve vzdálenosti asi 3 miliónů kilometrů od Saturnu, což je o polovinu dále, než detekovaly sondy Pioneer, Voyager 1 a Voyager 2 při svých průletech kolem Saturnu v letech 1979, 1980 a 1981.

Poloha čela rázové vlny se liší podle intenzity slunečního větru. Jak se magnetosféra opakovaně rozpíná a smršťuje, kosmická loď Cassini již prošla čelem rázové vlny sedmkrát.

Jen dva dny poté, co kosmická loď Cassini dorazila na svoji dráhu kolem planety Saturn, vědci získali první data o složitém a fascinujícím planetárním systému.

Jeden z prvních překvapivých vědeckých výsledků se týká Cassiniho dělení, velké mezery mezi prstenci A a B. Zatímco prstence Saturnu jsou téměř úplně složeny s vodního ledu, nové objevy ukazují, že Cassiniho dělení obsahuje relativně více "prachu" než ledu. Navíc částice, které se nacházejí mezi oběma prstenci, se nápadně podobají temnému materiálu, který by se podle vědců měl nacházet na měsíci Phoebe. Podle jedné teorie prstence jsou pozůstatky velkého měsíce. Prstenec F obsahuje také velké množství prachu.

Další přístroj kosmické lodi Cassini objevil na okraji prstenců velké množství kyslíku. Vědci se dosud snaží tyto výsledky zdůvodnit. Podle některých kyslík může být pozůstatkem ze srážky, k níž došlo v lednu 2004.

Dr. Linda Spilker z Laboratoře tryskových pohonů NASA tvrdí, že objevený materiál podobný měsíci Phoebe je velkým překvapením. Velkou záhadou je skutečnost, že prstence A a B jsou tak čisté a Cassiniho dělení mezi nimi obsahuje tolik prachu.

Optický a infračervený spektrometr na palubě kosmické lodi Cassini odhalil, že v Cassiniho dělení dochází ke smísení ledu a prachu. Dále objevil další menší mezery v prstencích, dokonce v prstenci F.

Dr. Roger Clark z americké Geologické kartografie v Denveru v Coloradu tvrdí, že důkazy prachu podobného měsíci Phoebe jsou překvapivé. Během následujících měsíců budou vědci hledat původ tohoto materiálu.

Přístroj pro zobrazování v ultrafialovém spektru zjistil náhlý a překvapivý vzrůst množství atomárního kyslíku na okraji prstenců. Vědci se domnívají, že zřejmě nějaké těleso se srazilo s hlavními prstenci, což vedlo ke vzniku nadbytku kyslíku.

Dr. Donald Shemansky z Univerzity Jižní Kalifornie v Los Angeles tvrdí, že překvapující jsou silné a náhlé variace v rozdělení kyslíku během pozorování a jeho nadbytek. Přestože atomární kyslík nebyl dříve pozorován, jeho přítomnost není překvapením, protože Hubbleův vesmírný dalekohled (Hubble Space Telescope) [N2] již dříve objevil hydroxyl. Atomární kyslík a hydroxyl mohou být důkazem chemie vody.

Kosmická loď Cassini také začala zkoumat atmosféru planety Saturn. Rychlost větru v atmosféře Saturnu poblíž rovníku rychle klesá s výškou nad vrcholy oblačnosti. Rychlost větru ve svrchní stratosféře klesá asi o 140 metrů za sekundu v rozdílu výšek 300 kilometrů.

Dr. Michael Flasar s Goddardova střediska kosmických letů (Goddard Space Flight Center) v Greenbeltu uvádí, že se konečně podařilo zaznamenat pohyb a rychlost větru v atmosféře Saturnu ve třech rozměrech. Pohyb větru je přitom velmi složitý. Mapa rozložení teplot, jíž kosmická loď Cassini na oběžné dráze kolem Saturnu umožní sestavit, zřejmě povede k řešení záhady větru nad vrcholem oblačnosti.

Kosmická loď Cassini také pořídila první snímky největšího měsíce planety Saturn. Měsíc Titan je jeden z hlavních cílů mise Cassini-Huygens. Měsíc obsahuje jednoduché organické sloučeniny, jejichž výzkum může přispět k pochopení chemických procesů, které vedly ke vzniku života na Zemi. Měsíc Titan je příliš chladný na to, aby na něm existoval život, avšak může být zmrzlým modelem mladé Země krátce po jejím vzniku.

Kosmická loď Cassini také pořídila první podrobné snímky měsíce Titan a zachytila silnou oblačnost plynů obklopujících tento měsíc velikosti menší planety. Atmosféra měsíce Titan je na většině vlnových délek neprůhledná. Přesto kosmická loď Cassini zachytila některé podrobnosti na povrchu měsíce včetně možného kráteru na vlnových délkách, na nichž je atmosféra průhledná.

Dr. Dennis Matson z Laboratoře tryskových pohonů JPL v Pasadeně v Kalifornii uvedl, že první snímky, na nichž nebyly vidět podrobnosti, bylo obtížné interpretovat. Díky kombinaci přístrojů se však podařilo získat snímky povrchu měsíce Titan s vysokou čistotou. Jakmile se kosmická loď Cassini k měsíci Titan více přiblíží, pro detekci terénních nerovností měsíce bude použit také radar.

Spektroskopické mapování ve viditelném a infračerveném světle umožnilo proniknout jinak neprůhlednou atmosférou. Spektroskop, který je schopen zjistit minerální a chemické vlastnosti, zjistil na jižní polokouli měsíce zvláštní povrch složený z různých minerálů a na severní polokouli zřejmě objevil kruhový kráter.

Na některých vlnových délkách lze pozorovat tmavé oblasti relativně čistého vodního ledu a světlejší oblasti neledového materiálu, jako jsou jednoduché uhlovodíkové sloučeniny. Tyto objevy se neshodují s očekáváním vědců. Dr. Kevin Baines z JPL uvedl, že v okolí jižního pólu byl pozorován oblak z methanu. Oblak obsahoval neobvykle velké kondenzované částice na rozdíl typické velikosti částic obklopujících měsíc. Lze se proto domnívat, že atmosféra měsíce Titan je dynamicky aktivní.

Vědci poprvé mohli zkoumat mineralogii Titanu. Použili k tomu stovky různých vlnových délek, z nichž řada dosud pro mapování měsíce Titan nebyla použita. Snímky na různých vlnových délkách poskytují představu o rozložení oblastí bohatých na uhlovodíkové sloučeniny a oblastí obsahujících vodní led.

Kamera kosmické lodi Cassini umožňuje pořizovat snímky v některých vlnových délkách. Dr. Elizabeth Turtle z Arizonské univerzity v Tusconu uvedla, že na snímcích je vidět naprosto cizí povrch. Jsou na něm různé rovné, kruhové i zakřivené útvary, které sice naznačují geologickou aktivitu Titanu, avšak geologové je zatím nejsou schopni interpretovat.

Kosmická loď Cassini také poprvé zachytila velký oblak molekul vodíku nad svrchní vrstvou atmosféry planety Titan. Přístroj pro mapování magnetosféry zaznamenal tento velký oblak na své dráze kolem planety Saturn. Oblak je tak mohutný, že Saturn s jeho prstenci by se do něj schoval. Dr. Stamatios Krimigis z Laboratoře aplikované fyziky Johnse Hopkinse uvedl, že svrchní vrstva atmosféry planety Titan je bombardována částicemi o vysoké energii z radiačních pásů planety Saturn. Tyto částice z atmosféry uvolňují molekuly vodíku. Měsíc Titan tak postupně ztrácí plyn ze svrchní vrstvy atmosféry, který je zachytáván planetou Saturn.

Jak již bylo uvedeno, studium měsíce Titanu je jedním z hlavních cílů mise Cassini Huygens. Titan obsahuje silně zmrazené chemické sloučeniny, z nichž zřejmě vznikl život na Zemi. Kosmická loď Cassini se přiblížila k měsíci Titan na vzdálenost 339000 kilometrů. Avšak očekává se, že v následujících čtyřech letech se k měsíci Titan přiblíží ještě 45 krát, z toho jednou dokonce na vzdálenost pouhých 950 kilometrů. Pomocí radaru, jehož záření pronikne jinak neprůhlednou atmosférou, bude možno pořídit snímky povrchu měsíce s vysokým rozlišením. V lednu 2005 se od kosmické lodi Cassini odpojí sonda Huygens, která sestoupí hustou atmosférou měsíce Titan až na jeho povrch.

Během průletu rovinou prstenců radiový přístroj pro studium plasmy zaznamenal malé výbuchy plasmy způsobené dopadem prachu. Když kosmická loď Cassini procházela rovinou prstenců, přístroj zaznamenal až 680 dopadů prachových částic za sekundu. Jejich velikost je srovnatelná s velikostí částic cigaretového kouře, uvedl Dr. Don Gurnett z Iowské Univerzity v Iowě. Při průletu kosmické lodi rovinou prstence dopadne na plášť lodi asi 100 tisíc prachových částic za méně než pět minut.

Podrobné informace o celé misi jsou na stránkách [X1].

Odkazy a literatura:

[X2] (1) Cassini Spacecraft Arrives at Saturn. (2) Fresh Cassini Pictures Show Majesty of Saturn's Rings. (3) Cassini Exposes Puzzles About Ingredients In Saturn's Rings. (4) Cassini Provides New Views of Titan, Saturn's Largest Moon. Authors: Donald Savage (202)-358-1727, NASA Headquarters, Washington; Carolina Martinez (818)-354-9382 NASA's Jet Propulsion Laboratory.

[N1] Deep Space Network. Natura 5/1998.

[N2] Hubbleův vesmírný dalekohled. Natura 4/1998.