Obrazový kredit: Keck
Když se kosmická sonda Cassini-Huygens blíží k červencovému setkání se Saturnem a jeho měsícem Titan, tým University of California v Berkeley, astronomové podrobně prozkoumali měsíční oblačnost a to, co Huygensova sonda uvidí, jak se ponoří atmosférou Titanu přistát na povrchu.
Astronomka Imke de Pater a její kolegové z UC Berkeley použili adaptivní optiku na dalekohledu Keck na Havaji, aby zobrazili uhlovodíkový opar, který obklopuje Měsíc, a pořizoval snímky v různých nadmořských výškách od 150 do 200 kilometrů dolů na povrch. Sestavili obrázky do filmu, který ukazuje, s čím se Huygens setká, když klesne na povrch v lednu 2005, šest měsíců poté, co kosmická loď Cassini vstoupí na oběžnou dráhu kolem Saturn.
"Dříve jsme viděli každou součást mlhy, ale nevěděli jsme, kde přesně je ve stratosféře nebo troposféře." Toto jsou první podrobné obrázky distribuce zákalů s nadmořskou výškou, “uvedla atmosférická chemička Mate Adamkovicsová, postgraduální studentka na UC Berkeley's College of Chemistry. "Je to rozdíl mezi rentgenem atmosféry a MRI."
„Ukazuje to, co lze s novými nástroji na Keck Telescope udělat,“ dodal de Pater s odkazem na blízký infračervený spektrometr (NIRSPEC) namontovaný pomocí adaptivního optického systému. "Je to poprvé, co byl natočen film, který nám může pomoci pochopit meteorologii na Titanu."
Adamkovics a de Pater si všimnou, že ani když Cassini letos dorazí na Saturn, mohou pozemní pozorování poskytnout důležité informace o tom, jak se Titanova atmosféra mění s časem, a jak se cirkulace spojuje s atmosférickou chemií a vytváří aerosoly v Titanově atmosféře. To se ještě příští rok usnadní, až se OSIRIS (OH-potlačující infračervený zobrazovací spektrograf) objeví on-line na dalekohledech Keck, uvedl de Pater. OSIRIS je blízký infračervený integrovaný polní spektrograf navržený pro Keckův adaptivní optický systém, který dokáže na rozdíl od NIRSPEC, který vzorkuje štěrbinu a musí skenovat skvrnu oblohy, vzorkovat malou obdélníkovou skvrnu oblohy.
De Pater představí výsledky a film ve čtvrtek 15. dubna na mezinárodní konferenci v Nizozemsku u příležitosti 375. narozenin nizozemského vědce Christiaana Huygense. Huygens byl v roce 1655 prvním „vědeckým ředitelem“ Akademie Franise a objevitelem Titanu, Saturnova největšího měsíce. Čtyřdenní konference, která začala 13. dubna, se koná v Evropském vesmírném a technologickém centru v Noordwijku.
Mise Cassini-Huygens je mezinárodní spolupráce mezi třemi kosmickými agenturami - Národní leteckou a kosmickou správou, Evropskou kosmickou agenturou a italskou kosmickou agenturou - zahrnující příspěvky od 17 zemí. Byl vypuštěn z Kennedyho vesmírného střediska 15. října 1997. Kosmická loď dorazí na Saturn v červenci, přičemž se očekává, že orbiter Cassini vrátí data o planetě a jejích měsících po dobu nejméně čtyř let. Orbiter bude také předávat data ze sondy Huygens, když se vrhne Titanovou atmosférou a poté, co příští rok dopadne na povrch.
To, co dělá Titana tak zajímavým, je jeho zdánlivá podobnost s mladou Zemí, doba, kdy život pravděpodobně vznikl a než kyslík změnil chemii naší planety. Atmosféry Titanu i rané Země dominovalo téměř stejné množství dusíku.
Atmosféra Titanu má významné množství methanového plynu, který je chemicky měněn ultrafialovým světlem v horní atmosféře nebo stratosféře za vzniku uhlovodíků s dlouhým řetězcem, které kondenzují na částice, které vytvářejí hustý zákal. Tyto uhlovodíky, které by mohly být jako ropa nebo benzín, se nakonec usadily na povrchu. Radarová pozorování naznačují ploché oblasti na povrchu měsíce, které by mohly být bazény nebo jezera propanu nebo butanu, řekl Adamkovics.
Astronomové dokázali propíchnout uhlovodíkový zákal, aby se podívali na povrch pomocí pozemních dalekohledů s adaptivní optikou nebo skvrnitou interferometrií a pomocí Hubbleovho vesmírného dalekohledu, vždy s filtry, které umožňují dalekohledům vidět skrze „okna“ v oparu, kde metan neabsorbuje.
Samotné zobrazování oparu nebylo tak snadné, především proto, že lidé museli pozorovat na různých vlnových délkách, aby ho mohli vidět ve specifických výškách.
"Až dosud jsme věděli o distribuci zákalů od samostatných skupin pomocí různých technik, různých filtrů," řekl Adamkovics. "Všechno to získáme najednou: 3D rozložení zákalu na Titanu, kolik na každém místě na planetě a jak vysoko v atmosféře, na jedno pozorování."
Přístroj NIRSPEC na dalekohledu Keck měří intenzitu pásma blízkých infračervených vlnových délek najednou, když skenuje asi 10 řezů podél Titanova povrchu. Tato technika umožňuje rekonstrukci zákalu proti nadmořské výšce, protože specifické vlnové délky musí pocházet ze specifických výšek, jinak by nebyly absorpcí viditelné vůbec.
Film Adamkovics a de Pater dohromady ukazují rozložení zákalů podobné tomu, které bylo pozorováno dříve, ale úplnější a přehledněji sestavené uživatelsky přívětivějším způsobem. Například zákal v atmosféře na jižním pólu je velmi zřejmý, v nadmořské výšce 30 až 50 kilometrů. Je známo, že se tento zákal tvoří během sezóny Titan, což je asi 29 1/2 pozemských let, sezónně a rozptyluje se.
Stratosférický zákal ve vzdálenosti asi 150 km je vidět na velké ploše na severní polokouli, ale nikoli na jižní polokouli, což byla dříve pozorovaná asymetrie.
V tropopauze jižní polokoule, na hranici mezi spodní atmosférou a stratosférou v nadmořské výšce asi 42 kilometrů, je vidět cirrusový zákal, analogický cirrusovému zákalu na Zemi.
Pozorování byla provedena 19., 20. a 22. února 2001, de Pater a kolega Henry G. Roe z Kalifornského technologického institutu, a analyzována Adamkovics pomocí modelů vytvořených Caitlinem A. Griffithem z University of Arizona, s spoluautor SG Gibbard of Lawrence Livermore National Laboratory.
Práce byla částečně sponzorována Národní vědeckou nadací a Technologickým střediskem pro adaptivní optiku.
Původní zdroj: UC Berkeley News Release
