Enceladus (księżyc)
 Zdjęcie Enceladusa z sondy Voyager 2. | |
| Planeta | |
|---|---|
| Odkrywca | William Herschel |
| Data odkrycia | 28 sierpnia 1789 |
| Charakterystyka orbity | |
| Półoś wielka | 238 037 km[1] |
| Mimośród | 0,0047[1] |
| Perycentrum | 236 920 km |
| Apocentrum | 239 160 km |
| Okres obiegu | 1,370 d[1] |
| Nachylenie do płaszczyzny Laplace’a | 0,009°[1] |
| Długość węzła wstępującego | 343,266°[1] |
| Argument perycentrum | 188,319°[1] |
| Anomalia średnia | 10,690°[1] |
| Własności fizyczne | |
| Średnica równikowa | 499 km |
| Masa | 1,080 × 1020 kg |
| Średnia gęstość | 1,61 g/cm³ |
| Przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni | 0,111 m/s² |
| Prędkość ucieczki | 0,239 km/s |
| Okres obrotu wokół własnej osi | synchroniczny |
| Albedo | 0,99 |
| Jasność obserwowana (z Ziemi) | 11,5m |
| Temperatura powierzchni | 75 K |
| Ciśnienie atmosferyczne | lokalnie, ślady Pa |
| Skład atmosfery | 91% para wodna |
Enceladus (Saturn II ) – księżyc Saturna, odkryty w 1789 przez Williama Herschela. Enceladus jest szóstym pod względem wielkości naturalnym satelitą Saturna. Ma średnicę około 500 kilometrów.
Nazwa
Jego nazwa pochodzi od Enkeladosa, jednego z gigantów w mitologii greckiej, który został przygnieciony przez Zeusa wyspą Sycylią[2]. Nazwę tę zaproponował John Herschel, syn Williama Herschela, w swojej publikacji Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope z 1847 roku[3]. Wybrał te nazwy, ponieważ Saturn, znany w mitologii greckiej jako Kronos, był przywódcą tytanów.
Odkrycie
Został odkryty wraz z Mimasem w 1789 przez Williama Herschela, odkrywcę Urana, 105 lat po odkryciu Tetydy i Dione.
Charakterystyka
Kształt i rozmiary
Enceladus jest stosunkowo niewielkim satelitą. Jego średnica wynosi około 500 kilometrów, czyli siedem razy mniej niż średnica ziemskiego Księżyca. Jego powierzchnia całkowita przekracza 800 tysięcy km², czyli jest ponad dwa razy większa niż powierzchnia Polski.
Pod względem masy i średnicy Enceladus jest szóstym co do wielkości satelitą Saturna po Tytanie, Rei, Japecie, Dione i Tetydzie. Jest jednym z najmniejszych satelitów Saturna o regularnym, sferycznym kształcie, ponieważ wszystkie mniejsze księżyce, z wyjątkiem Mimasa, mają nieregularny kształt. Dokładniej, Enceladus ma kształt spłaszczonej elipsoidy o rozmiarach, obliczonych na podstawie zdjęć wykonanych przez sondę Cassini, 513 na 503 na 497 km.
Budowa i powierzchnia
Enceladus jest księżycem lodowym, zbudowanym w znacznym stopniu z lodu. Jego powierzchnia jest stosunkowo młoda, bogata w twory takie jak kratery, gładkie równiny oraz rozległe szczeliny i grzbiety. Przypuszcza się, że ukształtowała się około 100 milionów lat temu wskutek wydobywania się wody z wnętrza księżyca. Pokrywający ją świeży, czysty lód sprawia, że Enceladus ma największe albedo ze wszystkich obiektów w Układzie Słonecznym – odbija ponad 90%[4] padającego nań światła. Niewielka ilość pochłanianej energii słonecznej powoduje, że temperatura powierzchni wynosi w południe zaledwie −198 °C. Mimo to na tym niewielkim księżycu obserwujemy szczeliny, z których wyrzucane są strumienie pary i pyłu, podobnie do ziemskich gejzerów.
Rozmiary Enceladusa nie są na tyle duże, by zachodzące w jego wnętrzu reakcje rozpadu pierwiastków promieniotwórczych mogły obecnie dostarczać energii koniecznej do obserwowanej aktywności. Jednak występujące na powierzchni księżyca pęknięcia, szczeliny i inne deformacje terenu świadczą, że zachodzą na nim złożone zjawiska tektoniczne, pomimo że jego wnętrze powinno ostygnąć dawno temu. Źródłem ciepła może być grzanie pływowe, wynikające z istnienia rezonansu orbitalnego Enceladusa z Dione, w stosunku 1:2.
Gejzery
Gejzery na Enceladusie są źródłem większości materii pierścienia E Saturna. Materia ta opada na planetę w ciągu najwyżej kilku tysięcy lat, co dowodzi współczesnej aktywności księżyca, choć możliwe jest też, że pierścień jest zasilany również odłamkami powstałymi podczas zderzeń księżyców z niewielkimi meteoroidami. Gejzery wyrzucają cząsteczki lodu tworząc pióropusze sięgające setek kilometrów. Pomiar prędkości cząsteczek wody dokonany na podstawie czterech przelotów sondy Cassini wskazuje, że pióropusze wznoszą się z maksymalną prędkością ok. 1200 m/s i są mierzalne jeszcze na wysokości około 2300 km ponad powierzchnią Enceladusa[5]. Rozmiary lodowych cząsteczek są porównywalne z grubością ludzkiego włosa. Lód wodny w pióropuszach wymieszany jest z solami[6], aczkolwiek te ostatnie opadają z powrotem na Enceladusa, podczas gdy cząsteczki lodu wodnego w większości ulatują, zasilając pierścień E Saturna.
Badania prowadzone przez Kosmiczne Obserwatorium Herschela w 2011 wykazały istnienie pierścienia pary wodnej i kryształków lodu wokół Saturna powstałego z wody wyrzucanej z powierzchni księżyca. Tłumaczy to obecność wody w górnych warstwach atmosfery Saturna. W ten sposób Enceladus stał się jedynym znanym księżycem w Układzie Słonecznym, o którym wiadomo, że wpływa na skład chemiczny planety, wokół której krąży[7]. Woda w postaci pary i lodu jest wyrzucana poprzez sieć dżetów zlokalizowanych w pobliżu południowego bieguna księżyca. Jej wypływ szacuje się na około 250 kg/s.
Tektonika
Dokładniejsze obserwacje obszaru „tygrysich pasów” ukazały, że są to struktury podobne do grzbietów oceanicznych na Ziemi. Oprócz charakterystycznej „schodkowej” struktury, tworzonej przez strefy spreadingu i uskoki transformujące[8] zaobserwowano także porzucone ryfty i pasujące do siebie części struktur powierzchniowych, rozdzielone przez „tygrysie pasy”[9][10]. Te obserwacje sugerują, że na księżycu zachodzą procesy rozrostu lodowej skorupy, jednak w odróżnieniu od ziemskiego spreadingu, jest to proces asymetryczny[11].
Badania Enceladusa
Przeloty sondy Cassini 17 lutego i 9 marca 2005 pozwoliły zbliżyć się odpowiednio na 1167 i 500 km, odkrywając jednocześnie cienką atmosferę w rejonie bieguna południowego i rejestrując tysiące cząsteczek kosmicznego pyłu wokół satelity. Podczas bliskiego przelotu sondy 9 marca 2005, wykonano bardzo szczegółowe zdjęcia, pokazujące wielką różnorodność jego powierzchni. Było to jak do tej pory największe zbliżenie podczas czteroletniej misji Cassini. Zdjęcia te mogą pomóc w odtworzeniu sekwencji procesów geologicznych, które zachodziły na powierzchni księżyca przez miliony lat. Enceladus tak zainteresował naukowców, że zdecydowali się skorygować trasę Cassini w taki sposób, aby także podczas następnego przelotu (14 lipca 2005) sonda zbliżyła się do księżyca na odległość zaledwie 175 km.
W trakcie lipcowego zbliżenia sonda wykryła na południowym biegunie miejsce cieplejsze o kilkadziesiąt stopni od obszarów okołorównikowych. Analiza zdjęć uzyskanych z sondy Cassini potwierdziła istnienie w tym miejscu lodowego wulkanu. Modele wnętrza księżyca wyjaśniające jego aktywność sugerują, że na Enceladusie płynna woda może znajdować się zaledwie kilka metrów pod powierzchnią lodu w postaci niewielkich zbiorników, które uwalniają ją podobnie jak ziemskie gejzery. W związku z tym niektórzy uczeni uważają, że na tym księżycu mogą istnieć warunki do powstania organizmów żywych[6].
Inna hipoteza sugerowała, że źródłem wyrzucanej z powierzchni księżyca pary i kryształków lodu może być tarcie o siebie bloków lodowych, wywołane przez siły pływowe pochodzące od Saturna. Lotny materiał miał sublimować, kiedy siły pływowe otwierają szczeliny w obszarze „tygrysich pasów”. Oznaczałoby to, że lodowa skorupa Enceladusa ma wszędzie grubość kilku kilometrów, a pod nią jest ocean wody umożliwiający ruchy skorupy wywołujące jej pęknięcia[12]. Okazało się jednak, że aktywność kriowulkaniczna nie zmienia się zgodnie z tym modelem[13].
Ukończone w 2015 roku dokładne pomiary libracji lodowej powierzchni Enceladusa, z wykorzystaniem zdjęć wysokiej rozdzielczości pochodzących z sondy Cassini, prowadzą do wniosku, że wyznaczone zmiany położeń są zbyt duże, by skorupa mogła być trwale połączona z wnętrzem księżyca. Na tej podstawie autorzy badań postulują istnienie płynnej warstwy rozdzielającej[14]. Szacuje się, że skorupa ma grubość 35 km na równiku i mniej niż pięć w okolicach bieguna południowego. Dno oceanu znajduje się około 75 km pod jego powierzchnią[15].
W październiku 2015 roku sonda przeleciała tuż obok Enceladusa. Było to 21. spotkanie sondy z księżycem (drugie z trzech zaplanowanych w tym roku). Cassini przeleciał 50 km nad powierzchnią z prędkością około 35 000 km/h. Spotkanie z materią gejzerów trwało zaledwie kilkadziesiąt sekund. W tym czasie zbierano nawet do 10 000 cząstek na sekundę. Sonda szukała cząsteczkowego wodoru w gejzerach na powierzchni Enceladusa[16][17]. Pierwsza definitywna detekcja wodoru w takiej postaci była pośrednim dowodem popierającym zachodzenie procesu serpentynizacji, który może stanowić proces regulujący emitowanie energii przez wewnętrzne mechanizmy na granicy jądra i dna globalnego oceanu Enceladusa[18].
2 października 2019 zespół naukowców opublikował na łamach Monthly Notices of the Royal Astronomical Society wyniki badań przeprowadzonych nad danymi dostarczonymi przez spektrometr masowy Cosmic Dust Analyzer, zainstalowany na pokładzie sondy Cassini. Wynika z nich, że w gejzerach tryskających z powierzchni Enceladusa znajdują się związki organiczne, tworzące aminokwasy[19][20].
Jedna z nowszych prac dotyczących możliwych źródeł energii wewnątrz Enceladusa wskazuje na możliwe grzanie w drodze rozpadu radioaktywnego pierwiastków promieniotwórczych[21]. Autorzy wskazują, że gdyby założyć koncentrację pierwiastków nawet stukrotnie mniejszą niż w przypadku bogatych rud na Ziemi, to Enceladus uzyskałby źródło energii o mocy nawet 7,5 GW. Autorzy konkludują, że koncentracja takiego złoża na południowym biegunie mogłaby być czynnikiem dodatkowo motywującym lokalizację "Tygrysich Pasów".
W 2021 roku została opublikowana praca[22] wskazująca, że pod lodową skorupą Enceladusa dochodzi do produkcji metanu w ilościach niemożliwych do wytłumaczenia przez procesy serpentynizacji. Autorzy pracy wykazali, że możliwymi rozwiązaniami są nieznane jeszcze procesy metanogenezy lub procesy metabolizmu powiązane z hipotetycznymi formami życia.
Zobacz też
Przypisy
- ↑ a b c d e f g Planetary Satellite Mean Orbital Parameters, Jet Propulsion Laboratory, 17 grudnia 2009 [dostęp 2011-07-17] (ang.).
- ↑ Planet and Satellite Names and Discoverers, Planetary Names [dostęp 2017-04-14] [zarchiwizowane z adresu 2001-12-16] (ang.).
- ↑ W. Lassell. Observations of Mimas, the closest and most interior satellite of Saturn. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 8, s. 42, 1848. Bibcode: 1848MNRAS...8...42L. (ang.).
- ↑ The most reflective body in the Solar System, European Space Agency [dostęp 2018-11-07] (ang.).
- ↑ Mark E. Perry i inni, Direct measurement of the velocity of the Enceladus vapor plumes, „47th Lunar and Planetary Science Conference”, 2016.
- ↑ a b Słony ocean poza Ziemią?, wiadomosci.gazeta.pl, 13 maja 2009 [dostęp 2009-05-13], Cytat: „Niemieccy naukowcy badający lodowy gejzer tryskający z okolic południowego bieguna Enceladusa (...) odkryli w nim ślady soli. To kolejny dowód wzmacniający hipotezę, że pod lodową skorupą księżyca płynie ocean wody”.
- ↑ Enceladus rains water onto Saturn, ESA, 26 lipca 2011 [dostęp 2016-02-08] (ang.).
- ↑ Spreading Ridge Transforms On Enceladus, Ciclops.
- ↑ Cassini: Ancient Terrain on Enceladus, JPL [dostęp 2009-06-09] [zarchiwizowane z adresu 2009-05-29].
- ↑ Reconstructing the Past on Enceladus, Ciclops.
- ↑ Saturn’s Dynamic Moon Enceladus Shows More Signs of Activity, 15 grudnia 2008 [dostęp 2009-06-09] [zarchiwizowane z adresu 2010-06-20].
- ↑ Grinding ice generates Saturn moon’s icy plumes, [w:] New Scientist [online], 16 maja 2007 [dostęp 2016-02-08] (ang.).
- ↑ Enceladus Jets – Are They Wet or Just Wild?. 26.11.2008.
- ↑ Under Saturnian moon’s icy crust lies a ‘global’ ocean. 16.09.2015.
- ↑ Frank Postberg, Gabriel Tobie, Thorsten Dambeck, Pod morzami Enceladusa, „Świat Nauki”, 11 (303), listopad 2016.
- ↑ Cassini zanurkował w gejzerach Enceladusa, Polskie Radio/Jedynka, 29 października 2015 [dostęp 2015-11-03] (pol.).
- ↑ Kosarzycki, Sonda Cassini przeleciała przez gejzery Enceladusa, „Urania – Postępy Astronomii”, 31 października 2015 [dostęp 2015-11-03] (pol.).
- ↑ J. Hunter Waite i inni, Cassini finds molecular hydrogen in the Enceladus plume: Evidence for hydrothermal processes, „Science”, 2017, DOI: 10.1126/science.aai8703 [dostęp 2021-10-28] (ang.).
- ↑ N. Khawaja, F. Postberg, J. Hillier, Klenner i inni. Low–mas, nitrogen–, oxygen–bearing, and aromatic compounds in Enceladus ice grains. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 489 (4), s. 5231-5243, 2019-10-02. Oxford: Oxford University Press. DOI: 10.1093/mnras/stz2280. ISSN 0035-8711. (ang.).
- ↑ Radek Kosarzycki, Nowe związki organiczne w ziarenkach lodu z Enceladusa, Puls Kosmosu, 3 października 2019 [dostęp 2019-10-04].
- ↑ Giovanni Leone, Klaus Bieger, Mario Soto, Identification of Possible Heat Sources for the Thermal Output of Enceladus, „The Planetary Science Journal”, 2 (1), 2021, s. 29, DOI: 10.3847/psj/abdb33, ISSN 2632-3338 [dostęp 2021-10-28] (ang.).
- ↑ Antonin Affholder i inni, Bayesian analysis of Enceladus’s plume data to assess methanogenesis, „Nature Astronomy”, 5 (8), 2021, s. 805–814, DOI: 10.1038/s41550-021-01372-6, ISSN 2397-3366 [dostęp 2021-10-28] (ang.).
Linki zewnętrzne
- Nineplanets.pl – Enceladus. nineplanets.pl. [zarchiwizowane z tego adresu (2006-02-12)].
- Enceladus: Secrets of Saturn's Strangest Moon, [w:] Scientific American [online], 19 listopada 2008 (ang.). (Carolyn Porco, Niespokojny świat Enceladusa, „Świat Nauki”, 1 (209), 2009, s. 26–35.)
- Enceladus, [w:] Księżyce Układu Słonecznego [online] [dostęp 2016-02-08] [zarchiwizowane z adresu 2014-07-22].
- Enceladus, [w:] Solar System Exploration [online], NASA [dostęp 2018-12-26] (ang.).
- Przelot sondy Cassini ukazuje wietrzenie Enceladusa w serwisie APOD: Astronomiczne zdjęcie dnia
- B. Dębski, Enceladus: Pieśń Lodu i Ognia, Chip.pl [dostęp 2021-10-28] [zarchiwizowane z adresu 2021-09-28].
| Księżyce pasterskie (6) | |
|---|---|
| Księżyce koorbitalne (2) | |
| Pierścień G (1) | |
| Alkyonidy (3) | |
| Duże wewnętrzne (4) z księżycami trojańskimi (4) | |
| Duże zewnętrzne (4) | |
| Grupa inuicka (8) | |
| Grupa nordycka (46) |
|
| Grupa galijska (5) | |
| Orbita wyznaczona z dużą niepewnością |
- Lista jest posortowana według odległości od Saturna. Największe księżyce mają nazwy pogrubione. Nazwy tymczasowe opisano kursywą.
| Planety (☾ ∅) | |||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Planety karłowate | |||||||||||||||||
| Małe ciała Układu Słonecznego |
| ||||||||||||||||
- Zobacz też
- powstanie i ewolucja Układu Słonecznego
- ciała niebieskie
- lista obiektów w Układzie Słonecznym ze względu na
- Portal: Astronomia
- ciała niebieskie
Media użyte na tej stronie
This is a revised version of Solar_System_XXIX.png.
Saturn Cassini-Huygens (NASA)
Instrument: Imaging Science Subsystem - Narrow Angle
Saturn's peaceful beauty invites the Cassini spacecraft for a closer look in this natural color view, taken during the spacecraft's approach to the planet. By this point in the approach sequence, Saturn was large enough that two narrow angle camera images were required to capture an end-to-end view of the planet, its delicate rings and several of its icy moons. The composite is made entire from these two images.
Moons visible in this mosaic: Epimetheus (116 kilometers, 72 miles across), Pandora (84 kilometers, 52 miles across) and Mimas (398 kilometers, 247 miles across) at left of Saturn; Prometheus (102 kilometers, 63 miles across), Janus (181 kilometers, 113 miles across) and Enceladus (499 kilometers, 310 miles across) at right of Saturn.
The images were taken on May 7, 2004 from a distance of 28.2 million kilometers (17.6 million miles) from Saturn. The image scale is 169 kilometers (105 miles) per pixel. Moons in the image have been brightened for visibility.
The Cassini-Huygens mission is a cooperative project of NASA, the European Space Agency and the Italian Space Agency. The Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the Cassini-Huygens mission for NASA's Office of Space Science, Washington, D.C. The Cassini orbiter and its two onboard cameras, were designed, developed and assembled at JPL. The imaging team is based at the Space Science Institute, Boulder, Colo.
For more information, about the Cassini-Huygens mission visit, http://saturn.jpl.nasa.gov and the Cassini imaging team home page, http://ciclops.org.As it swooped past the south pole of Saturn's moon Enceladus on July 14, 2005, Cassini acquired high resolution views of this puzzling ice world. From afar, Enceladus exhibits a bizarre mixture of softened craters and complex, fractured terrains.
This large mosaic of 21 narrow-angle camera images have been arranged to provide a full-disk view of the anti-Saturn hemisphere on Enceladus. This mosaic is a false-color view that includes images taken at wavelengths from the ultraviolet to the infrared portion of the spectrum, and is similar to another, lower resolution false-color view obtained during the flyby (see PIA06249). In false-color, many long fractures on Enceladus exhibit a pronounced difference in color (represented here in blue) from the surrounding terrain.
A leading explanation for the difference in color is that the walls of the fractures expose outcrops of coarse-grained ice that are free of the powdery surface materials that mantle flat-lying surfaces.
The original images in the false-color mosaic range in resolution from 350 to 67 meters (1,148 to 220 feet) per pixel and were taken at distances ranging from 61,300 to 11,100 kilometers (38,090 to 6,897 miles) from Enceladus. The mosaic is also part of a movie sequence of images from this flyby (see PIA06253).
The Cassini-Huygens mission is a cooperative project of NASA, the European Space Agency and the Italian Space Agency. The Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington, D.C. The Cassini orbiter and its two onboard cameras were designed, developed and assembled at JPL. The imaging team is based at the Space Science Institute, Boulder, Colo.This color Voyager 2 image mosaic shows the water-ice-covered surface of Enceladus, one of Saturn's icy moons. Enceladus' diameter of just 500 km would fit across the state of Arizona, yet despite its small size Enceladus exhibits one of the most interesting surfaces of all the icy satellites. Enceladus reflects about 90% of the incident sunlight (about like fresh-fallen snow), placing it among the most reflective objects in the Solar System. Several geologic terrains have superposed crater densities that span a factor of at least 500, thereby indicating huge differences in the ages of these terrains. It is possible that the high reflectivity of Enceladus' surface results from continuous deposition of icy particles from Saturn's E-ring, which in fact may originate from icy volcanoes on Enceladus' surface. Some terrains are dominated by sinuous mountain ridges from 1 to 2 km high (3300 to 6600 feet), whereas other terrains are scarred by linear cracks, some of which show evidence for possible sideways fault motion such as that of California's infamous San Andreas fault. Some terrains appear to have formed by separation of icy plates along cracks, and other terrains are exceedingly smooth at the resolution of this image. The implication carried by Enceladus' surface is that this tiny ice ball has been geologically active and perhaps partially liquid in its interior for much of its history. The heat engine that powers geologic activity here is thought to be elastic deformation caused by tides induced by Enceladus' orbital motion around Saturn and the motion of another moon, Dione.