Objev Jupiterových měsíců

Transkript

1

2 Objev Jupiterových měsíců k prvnímu pozorování měsíců u jiné planety došlo 7. ledna 1610 Galileo Galilei ( ) objevil u Jupiteru Io, Europu a Callisto, objev Ganymeda následoval o šest dní později pozorování neodpovídalo geocentrickému vnímání světa, jelikož měsíce obíhaly kolem Jupiteru a nikoliv kolem Země Galileo viděl v Jupiteru a jeho měsících obdobu uspořádání planetárního systému

3 Měsíce ve Sluneční soustavě kromě Venuše a Merkuru mají měsíc či měsíce všechny zbývající planety početné rodiny měsíců jsou typické zejména pro plynné a ledové obry jaké měsíce ve Sluneční soustavě nalezneme? Velké a hmotné měsíce vyskytují se především u obřích planet obíhají kolem mateřské planety v prográdním směru po téměř kruhových drahách rovina jejich oběhu je skloněna vůči rovině planetárního rovníku jen nepatrně Malé a drobné měsíce obíhají mateřské planety ve větších vzdálenostech než obří měsíce oběh je zpravidla retrográdní mají nepravidelné oběžné dráhy s velkou excentricitou a sklonem Původ měsíců čím je dána odlišnost dvou zmíněných skupin měsíců? jejich původem

4 Vznik velkých měsíců pravidelné uspořádání (prográdní oběh, oběžné dráhy ležící v ekvatoriální rovině mateřské planety, nízká excentricita oběžných drah) není náhodné všechny velké měsíce obřích planet (až na Triton) obíhají v prográdním směru Vznik měsíců z protosatelitního disku způsob pohybu měsíců kolem mateřské planety je vodítkem k jejich původu protosatelitní (či protoměsíční)disk můžeme chápat jako analogii protoplanetárního disku obsahoval plyn, prach i planetesimály mohl být tvořen jak materiálem samotného proplydu, tak již z části diferenciovaným materiálem, jehož složení odpovídalo vnější obálce dané obří planety Moment hybnosti systému na rozdíl od Sluneční soustavy, kde je většina momentu hybnosti soustředěna v obíhajících planetách, je moment hybnosti v systému měsíce-planeta soustředěn v rotující centrální planetě

5 Vznik protosatelitního disku Pod vlivem obří planety výchozím stavebním materiálem byla látka, která nebyla využita při stavbě planety gravitační interakce s mnohem masivnější planetou rozprostřely oblak zárodečného materiálu do podoby širokého a úzkého disku v ekvatoriální rovině planety disk rotoval prográdně (ve stejném směru jako planeta) Akrece velkých měsíců probíhala velice rychle v řádu tisícovek roků tělesa dosáhla průměru několik tisíc kilometrů při akreci se uvolňovalo velké množství tepla, měsíční nitra se mohla zahřát na teplotu až 700 C ve větších vzdálenostech byla akrece pomalejší (méně materiálu, menší pravděpodobnost srážek) přebytečný plyn byl z rodícího se planetárního i měsíčního systému odstraněn, jakmile Slunce vstoupilo do období hvězdy typu T Tauri

6 Co nám řeknou hustoty Galileovských měsíců? Větší vzdálenost, menší hustota pokud srovnáme střední hustoty Galileovských měsíců, zjistíme, že klesají se vzdáleností měsíce od mateřské planety Io (3,53 g.cm -3 ), Europa (3,01 g.cm -3 ), Ganymedes (1,94 g.cm -3 ), Callisto (1,83 g.cm -3 ) příčinou je klesající obsah vodního ledu a dalších těkavých látek uvnitř měsíců Horký Jupiter při formování planety Jupiter akrecí se uvolňovalo velké množství energie Jupiter měl mnohem vyšší (vlastní) svítivost než dnes materiál z okolí Jupitera proudil do jeho vnější obálky a zahříval ji teplo vyzářené planetou zahřívalo také protosatelitní disk těkavé látky se začaly vypařovat a unikaly do okolí Výsledek? Io o vodu přišel úplně (majoritní byl ovšem vliv soustavné vulkanické činnosti) Europa a Ganymedes mají diferenciovanou vnitřní strukturu (led/kapalina/jádro) Callisto je nediferenciovaný

7 Velké ledové měsíce ostatních obřích planet Nedostatek tepla u Saturnu, Uranu a Neptunu k podobnému jevu nedošlo, většina jejich velkých měsíců má ledový charakter, neexistuje pokles střední hustoty těles v závislosti na jejich vzdálenosti od mateřské planety příčinou je menší velikost planety a tím pádem i nedostatek tepla uvolněného při jejím vzniku materiál v protosatelitním disku se neprohřál tolik jako u Jupiteru Enceladus Titan Triton

8 Měsíce středních rozměrů Slepené měsíce jestliže je průměr měsíce, složeného z horniny nebo ledu a horniny, menší, než několik stovek kilometrů, bude mít měsíc spíše nepravidelný tvar (gravitační působení zakulatí pouze větší tělesa) z dílčích fragmentů jsou slepeny zejména menší měsíce na vnitřních oběžných drahách v blízkém okolí planety se nachází řada planetesimál, což vede k častějším srážkám nízká hustota svědčí o tom, že jsou měsíce z výše uvedené kategorie slepeny z drti hornin a ledu (např. Jupiterova Amalthea nebo Saturnův Hyperion) některé měsíce mohly být v minulosti rozbity při srážkách a následně se opětovně zformovaly (např. Saturnův Enceladus) Hyperion

9 Malé měsíce na periferii druhou skupinou jsou měsíce obíhající ve velké vzdálenosti od mateřské planety, na nepravidelných, často značně excentrických drahách s vysokým sklonem oběh je zpravidla retrográdní (u Saturnu například 20 drobných měsíců), měsíce mají malé rozměry a nízkou hmotnost z parametrů oběžných drah lze opět usuzovat na způsob jejich vzniku Phoebe Gravitační záchyt měsíce byly s největší pravděpodobností zachyceny mateřskou planetou dříve se pohybovaly po heliocentrických drahách záchyt je snazší, pokud se těleso pohybuje pomaleji (tedy ve větší vzdálenosti od mateřské planety) často dochází k interakci nejen s mateřskou planetou, ale také s dalším, třetím tělesem (např. s dalším měsícem) Záchyt postupným brzděním je možné, že tělesa, jež se zbrzdila při záchytu plynu z okolí mladé protoplanety, mohla později vytvořit některé měsíce většinu takto zbrzděných objektů ovšem pohltila formující se planeta

10 Svérázný Triton Návštěvník z Kuiperova Pásu? největší měsíc Neptunu, hmotnost 1,6x větší než Pluto obíhá retrográdně pravděpodobně jediný z velkých měsíců, který byl mateřskou planetou zachycen a nevzniknul z protosatelitního disku zřejmě pochází z Kuiperova pásu, podobně asi vypadají transneptunická tělesa po záchytu byla Tritonova oběžná dráha více excentrická a měla výrazně větší sklon vůči ekvatoriální rovině planety gravitační interakce a slapové působení mezi Neptunem a Tritonem však během cca. 500 milionů roků dráhu změnily v současnosti má oběžná dráha téměř kruhový tvar vlivem slapů zřejmě došlo také k vnitřní diferenciaci původně stejnorodého tělesa

11 Svérázný Triton Kolize a záchyt záchytu Tritonu mohla předcházet srážka s jedním (nebo i více měsíci), jejichž hmotnost činila pouze jednotky procent hmotnosti Tritonu mohlo dojít k narušení oběžných drah ostatních měsíců měsíc Nereid je toho možná dokladem, jeho oběžná dráha je totiž značně excentrická Binární těleso? podle alternativní teorie mohl být Triton jednou složkou binárního systému, jenž pocházel z Kuiperova pásu binární systém byl narušen Neptunem, došlo ke snížení rychlosti Tritonu a jeho následnému záchytu druhé těleso bylo naopak urychleno a po gravitačních interakcích s dalšími obřími planetami vymrštěno ze Sluneční soustavy

12 Měsíce terestrických planet terestrické planety ve svém okolí pravděpodobně nikdy neměly dostatek materiálu, ze kterého by mohly vzniknout větší měsíce Venuše a Merkur případnému zformování měsíců zabránila absence stavebního materiálu a gravitační vliv Slunce Země poměr hmotností Země a Měsíce je extrémně malý a ve Sluneční soustavě je zcela ojedinělý Měsíc vzniknul při srážce Země s tělesem o velikosti Marsu (viz samostatná přednáška o Měsíci) Mars (měsíce Phobos a Deimos) buď pocházejí z hlavního pásu planetek (podobné složení jako C třída planetek), odkud byly vypuzeny vlivem Jupiteru nebo se na svých oběžných drahách zformovaly z materiálu, který byl vyvržen z Marsova povrchu při velkém impaktu v minulosti (tato teorie se opírá o jejich chem. složení blízké složení Marsova povrchu)

13 Hillova sféra oblast přibližně sférického tvaru okolo daného tělesa, např. kolem Slunce či planety, v níž má těleso dominantní gravitační vliv na pohyb menších těles u Země má Hillova sféra průměr přibližně 3 miliony kilometrů všechny dlouhodobě stabilní oběžné dráhy kolem planet leží uvnitř Hillovy sféry v Hillově sféře se pohybují také všechny původní (nezachycené) měsíce planet pokud do Hillovy sféry vstoupí nějaké těleso (například kometa) malou rychlostí, může zůstat dočasně gravitačně vázáno na planetu

14 Rocheova mez udává minimální vzdálenost tělesa (např. měsíce, komety) od planety, ve které ještě nebude roztrháno jejími slapovými silami teoreticky odvozena v roce1848 Édouardem Rochem ( ) Velikost Rocheovy meze závisí na hmotnosti planety a soudržnosti tělesa, které je vystaveno slapovým silám protože reálná tělesa (Měsíce, komety apod.) nedrží pohromadě pouze gravitací, ale také prostřednictvím kohezních (soudržných) sil, závisí hodnota Rocheovy meze i na typu materiálu, z něhož je dané těleso vytvořeno Těleso: Země Jupiter Saturn Uran Neptun Rocheova mez: km km km km km Rocheova mez odpovídá přibližně 2,5násobku poloměru planety

15 Rocheova mez u planet Jupiter kometa Shoemaker-Levy 9 překročila 7. července 1992 Rocheovu mez a rozpadla se na 25 větších úlomků, jež posléze zasáhly Jupiter (viz přednáška Atmosféry planet II Obří planety) Saturn pokud by Saturn obklopoval kulový oblak částic, ztrácely by částice v důsledku vzájemných srážek v oblasti Rocheovy meze energii a zpomalovaly by se během jednoho roku by částice vytvořily v ekvatoriální rovině planety tenký prstenec uvnitř Rocheovy meze leží jasné prstence Saturnu A, B a C fragmenty komety Schoemaker-Levy 9

16 Planetární prstence Historické mezníky 1610, Galileo Galilei poprvé pozoroval prstence u Saturnu a nevěděl o tom 1655, Christiaan Huygens ( ) zjistil, že se jedná o prstence 1675, Giovanni Domenico Cassini ( ) objevil tmavé dělení v prstencích 1859, James Clerk Maxwell ( ) matematicky dokázal, že prstence Saturnu nemohou být spojité desky, ale musí být složeny z velkého množství drobných částic, obíhajících kolem planety různou rychlostí dle Keplerových zákonů 1977, při zákrytu hvězdy Uranem objeveny Uranovy prstence 1979, Voyager 1 objevil Jupiterovy prstence 1980, při zákrytu hvězdy Neptunem objeveny Neptunovy prstence Pozorování Saturnu před Huygensem: I Galileo II Scheiner, III Riccioli, IV-VII Hevelius. VIII a IX Riccioli, X Divini, XI Fontana, XII Gassendi, XIII Fontana a další,

17 Vznik prstenců Význam Rocheovy meze většina materiálu prstenců se nachází pod Rocheovou mezí vznik prstenců úzce souvisí se slapovým působením mateřské planety prstence pravděpodobně vznikly z tělesa, které se dostalo za Rocheovu mez a bylo roztrháno slapovými silami na kusy mohlo jít o některý z měsíců či nějaký bludný objekt (transneptunické těleso, kometu atd.) vzniklé fragmenty se pohybovaly po velice blízkých oběžných drahách, narážely do sebe a dále se tříštily akreci materiálu bránily slapové síly tříštění probíhalo stovky milionů roků, během tohoto období získala většina částic průměr do jednoho metru konkurenční teorie: prstence jsou materiálem protoplanetárního disku, který se nestihnul spotřebovat při stavbě planety anebo vznikly při srážce dvou měsíců (viz dále)

18 Srovnání prstenců Saturnu, Jupiteru, Uranu a Neptunu d R Rocheova mez pro tělesa s hustotou 1000 a 2000 kg.m -3, sync orbit synchronní oběžná dráha

19 Planetární prstence prstence se vyskytují u všech obřích planet prstence jednotlivých planet se v mnoha ohledech výrazně liší všechny prstence jsou poměrně rozsáhlé Společné vlastnosti prstence leží v ekvatoriální rovině planety všechny hlavní prstence jsou vždy uvnitř Rocheovy meze jsou tvořeny velkým množstvím drobných částic, typickým rozměrem jsou mm, jen ojediněle přesáhne průměr částic 1 m vertikální rozsah prstenců je v řádu desítek metrů (např. Saturnovy prstence mají tloušťku maximálně 100 m a jejich hmotnost odpovídá cca násobku hmotnosti Země) částice prstenců mají vázanou rotaci

20 Rozdíly mezi prstenci Složení prstenců Jupiterovy prstence jsou tvořeny velmi jemným materiálem, který obsahuje spíše křemičitany a jen málo těkavých látek jako je např. vodní led částice Saturnových prstenců naopak obsahují hlavně vodní led s příměsí kamenného materiálu příčina: teplota ve vnitřních částech protoplanetárního disku: v blízkosti Jupiteru byla vyšší, než v okolí Saturnu, proto došlo k úniku těkavých látek a zůstaly zejména křemičitany (je ovšem nutné zohlednit i současný stav je zřejmé, že Jupiterův prstenec dopují částice z Jupiterova měsíce Io, které vznikají při sopečné činnosti a částice vyražené mikrometeority z Jupiterových měsíců Metis a Adrastea) Velikost částic v prstencích zatímco částice Saturnových prstenců mají typické rozměry v rozmezí 0,01-1 m, částice Jupiterových prstenců jsou mnohem menší příčina: přítomnost vodního ledu v okolí Saturnu umožnila vznik větších částic A co Uran a Neptun? o jejich prstencích toho příliš mnoho nevíme podobně jako Saturnovy prstence budou obsahovat vodní led i křemičitany jsou velice tmavé, což může být způsobeno přítomností tmavých uhlovodíků

21 Gravitační efekty uvnitř prstenců pokud se částice nacházejí na tzv. synchronní oběžné dráze (oběžná doba částic je stejná jako doba rotace planety), nic se neděje jestliže částice obíhají po bližších oběžných drahách, je jejich oběh rychlejší než rotace planety, v důsledku čehož jsou brzděny a spirálovitě se pohybují směrem k planetě jestliže se částice nacházejí na vzdálenějších oběžných drahách, je jejich oběh pomalejší než rotace planety, urychlují se a spirálovitě se vzdalují od planety výsledkem je úbytek materiálu prstenců jelikož jsou menší částice doplňovány do prstenců rychleji, dochází zároveň k diferenciaci prstenců podle velikosti částic

22 Negravitační efekty uvnitř prstenců uplatňují se především u menších částic prstenců o mikrometrových velikostech Poyntingův-Robertsonův efekt částice prstenců jsou zpomalovány srážkami s fotony, které dopadají především na jejich čelní stranu výsledkem je spirálovitý pohyb směrem k planetě a následné pohlcení částic planetou díky P-R efektu je ve vnitřních, okrajových partiích prstenců zastoupeno menší množství částic s rozměry typickými pro prstence (mm) menší částice jsou totiž zpomalovány rychleji než větší částice, a proto se i rychleji dostávají do blízkosti planety Elektromagnetické efekty některé částice prstenců mají díky interakcím s nabitými ionty a elektrony (běžně se v oblasti prstenců vyskytují) elektrický náboj tyto nabité částice jsou ovlivňovány nejen magnetickým polem mateřské planety, ale také elektrickým a magnetickým polem okolních nosičů náboje Srážky s mikrometeority postupně obrušují a tříští částice prstenců, které se díky tomu zmenšují a pozvolna zanikají

23 Stáří prstenců stáří prstenců je obtížně stanovitelné a jednotlivé prstence planety mohou být různě staré určující je zejména celkové množství a rozložení materiálu v prstencích a míra jejich ztmavnutí potíže působí také soustavné obnovování některých prstenců, jež jsou dopovány částicemi (např. z některých měsíců) Tmavnutí prstenců je vyvoláno bombardováním mikrometeority, jež také přispívá k celkové destrukci částic prstenců částice v prstencích mohou být recyklovány vzájemnými srážkami, při nichž se obnovuje světlý ledový povrch, není tedy jasné, zda jsou prstence staré desítky milionů roků či několik miliard roků Profil prstenců využít lze také struktury prstenců, pokud jsou velmi úzké (jako třeba u Uranu), znamená to, že jsou relativně mladé a nestačily se zatím příliš rozprostřít do okolního prostoru Doplňování prstenců Jupiterův prstenec obsahuje tak málo částic, že by měl zaniknout během 1000 roků částice jsou do prstence doplňovány sopečnou činností měsíce Io

24 Saturnovy prstence

25 Saturnovy prstence Rozměry prstenců a velikost částic systém hlavních prstenců (A, B, C a D) je široký asi km typický vertikální rozsah prstenců je asi deset metrů (někde možná i méně), maximální tloušťka činí m průměrná velikost částic dosahuje jednotek milimetrů až centimetrů, přítomny jsou ale i částice o průměru 10 či 20 m hustota částic činí asi 1 g.cm -3, což odpovídá vodnímu ledu nebo zrníčkům křemičitanů, která jsou obalena vodním ledem materiál prstenců by vytvořil těleso o průměru asi 500 km částice u vnitřního okraje prstenců oběhnou Saturn jednou za 4,9 h, u vnějších partií prstence E trvá oběh až 2 dny Objev sondy Cassini prstence A a B obsahují výrazně více částic, než se předpokládalo, jejich hmotnost tak může být až třikrát větší

26 Hlavní Saturnovy prstence

27 Saturnovy prstence Prachové prstence E, F a G velikost částic v těchto prstencích se pohybuje od 0,1 do 10 mm (typicky 1 mm) prstenec E má vertikální rozsah několik tisíc kilometrů a vypadá spíše jako oblak jemný prach uvnitř prstence E pochází nejspíše z kryovulkanické činnosti měsíce Enceladu

28 Saturnův prachový prstenec E Surový snímek prstence E byl pořízen sondou Cassini v roce 2006, na snímku jsou patrné také měsíce Tethys a Enceladus.

29

30 Saturnovy prstence Mezery v prstencích a pastýřské měsíce struktura prstenců je do značné míry ovlivněna přítomností tzv. pastýřských měsíců tyto měsíce udržují (podobně jako pastýřští psi své ovečky) materiál prstenců pohromadě uplatňují se gravitační rezonance mezi měsíci a částicemi prstenců, například: Mimas vnější okraj prstence B (gravitační rezonance 1:2) Mimas Tethys (gravitační rezonance 2:1, zpevnění struktury prstenců) Cassiniho dělení (důsledek gravitační rezonance mezi měsícem Mimas a částicemi prstence B) na druhou stranu, vnitřní okraj prstence A, hranice prstenců B-C či vnitřní okraj prstence C žádnou rezonanci s konkrétními měsíci nevykazují

31 Saturnovy prstence Cassiniho dělení tmavá mezera v prstencích oddělující prstence A a B, je široká km díky gravitačnímu vlivu měsíce Mimas nejsou v této oblasti ve větší míře přítomny částice prstenců

32 Saturnovy prstence Vliv pastýřských měsíců na prstence F a G zvlněný charakter jasné části prstence F mají na svědomí mesíčky Prometheus a Pandora obíhající po vnější a vnitřní straně prstence drobné vlnky a nepravidelnosti v prstencích Měsíček Panodara a Saturnův prstenec F (Cassini, 2005). Na animaci je zřetelný vliv pastýřských měsíčků Promethea a Pandory na prstenec F. Prometheus obíhá u vnitřního okraje prstenců, Pandora u vnějšího (Cassini, 2005).

33 Saturnovy prstence shluky jemných ledových částeček uvnitř prstence F vytváří gravitační působení Saturnova měsíčku Promethea útvary mají až 20 kilometrů v průměru

34 Saturnovy prstence Tmavé vzory v prstencích tmavé struktury připomínající špice uvnitř kola, mají klínový tvar existují pouze několik hodin, jedná se o oblaka drobných, elektricky nabitých zrníček (vznikajících při impaktech meteoritů o centimetrových až metrových rozměrech), která se pohybují napříč prstenci Cassini, 2008

35 Saturnovy prstence tmavé vzory

36 Největší Saturnův prstenec byl objeven 6. října 2009 Spitzerovým vesmírným dalekohledem v IČ oblasti spektra a tvoří jej jemné prachové částice, jež se nejspíše uvolňují z měsíce Phoebe při impaktech mikrometeoritů vůči rovině Saturnova rovníku je prstenec skloněn o 27 a nachází se ve vzdálenosti poloměrů Saturnu (Měsíc Phoebe obíhá ve vzdálenosti 215 poloměrů Saturnu) směrem od planety se prstenec rozprostírá až do vzdálenosti 300 poloměrů Saturnu a směrem k planetě hraničí s oběžnou dráhou měsíce Japetus, jež kolem Saturnu obíhá ve vzdálenosti 59 poloměrů Saturnu, šířka prstence tak činí cca. 241 poloměrů Saturnu tloušťka prstence dosahuje cca. 20ti násobku průměru planety Saturn, na pozemské obloze by měl prstenec průměr jeden úhlový stupeň! částice prstence by měly obíhat Saturn retrográdně, podobně jako měsíc Phoebe vertikální profil prstence v IČ oboru spektra

37 Největší Saturnův prstenec materiál prstence pravděpodobně migruje směrem k Saturnu v důsledku Poyntingova-Robertsonova efektu a špiní tak návětrnou stranu měsíce Japetus, který obíhá prográdně Japetus na tmavých místech Japetu (rovníkové oblasti a návětrná polokoule) přednostně sublimuje vodní led, jenž následně vymrzá nad chladnějšími partiemi měsíce (polární oblasti a odvrácená polokoule) do světlé povrchové vrstvy, čímž se ještě navyšuje kontrast mezi hemisférami Japeta Phoebe měsíc Phoebe je pravděpodobně zachyceným tělesem z rodiny Kentaurů z Kuiperova pásu, svědčí o tom i sklon oběžné dráhy Phoebe vůči Saturnově rovníku, retrográdní oběh kolem planety a netradičně nízké albedo 0,06 (nižší než albedo sazí) netypické pro ostatní Saturnovy měsíce, jejichž povrch je pokryt spíše světlejším vodním ledem zdá se, že částice prstence jsou mimo jiné zodpovědné i za tmavou barvu měsíce Hyperion Hyperion

38 Jupiterovy prstence Jupiterovy prstence na obarveném snímku ze sondy Voyager 2, fotografie byla pořízena v roce 1979.

39 Jupiterovy prstence velmi tenké prstence se zanedbatelnou hmotností struktura prstenců: tlustý vnitřní prstenec tvořící jakési toroidní halo (modrobílé zabarvení) poměrně jasný avšak velmi úzký hlavní prstenec (načervenalé zabarvení) dva široké, tlusté a nevýrazné vnější (tzv. pavučinové) prstence hlavní prstenec má průměr asi km a tloušťku km částice tvořící hlavní prstenec mají rozměry v řádu jednotek mm, v případě toroidního prstence jsou rozměry submikrometrové toroidní a hlavní prstenec tvoří materiál uvolněný meteoroidy z měsíců Metis a Adrastea (obíhají uvnitř prstenců) dva vnější prstence tvoří materiál z měsíců Amalthea a Thebe Jupiterovy prstence jsou podobné prachovým prstencům F a G u Saturnu dochází k úbytku částic Poyntingovým-Robertsonovým efektem částice jsou do prstenců doplňovány vznikají při impaktech meteoroidů na blízkých měsících mají původ v sopečné aktivitě měsíce Io

40 Jupiterovy prstence Snímek Jupiterových prstenců pořízený sondou Galileo.

41 Uranovy prstence devět úzkých prstenců leží uvnitř rozsáhlé vodíkové atmosféry Uranu šířka prstenců od 1 do 12 km tloušťka 7-20 m tmavě šedá barva, albedo odpovídá uhlíkatým chondritům částice uvnitř prstenců jsou velmi malé, průměr asi 1 mm existují také méně nápadné prachové prstence pokud by se všechen materiál prstenců sbalil dohromady, vytvořil by těleso o průměru 150 km Uranovy prstence na snímku ze sondy Voyager 2, fotografie byla pořízena v roce 1986.

42 Uranovy prstence Změna sklonu Uranových prstenců v průběhu let zachycená HST.

43 Neptunovy prstence Snímek Neptunových prstenců pořízený sondou Voyager 2 v roce 1989.

44 Neptunovy prstence celkem pět prachových prstenců tři úzké (pojmenované Adams, Le Verrier a Arago) dva široké (Galle a Lassell) velmi nízké albedo téměř zanedbatelná hmotnost, která odpovídá 1 % hmotnosti Uranových prstenců v Adamsově prstenci existují tři zvláštní, hustší části, které se nacházejí v rozestupech 4, 4 a 10 od sebe Neptunovy prstence pohledem sondy Voyager 2 (1989).

45 Jak je to tedy s prstenci? pro vznik prstenců neexistují žádná obecná pravidla, jde spíše o náhodný proces máme tedy štěstí, že žijeme v období, kdy prstence existují? Nevíme prstence by neměly být dlouhodobě stabilní, jejich životnost je odhadována na stovky milionů roků, během kterých by měly být zcela pohlceny planetou Vznik Saturnových prstenců starší teorie: prstence nejspíše vznikly před několika desítkami milionů roků rozpadem některého z měsíců Saturnu, popřípadě záchytem a následnou destrukcí ledového tělesa typu transneptunický objekt, kometa apod. výše uvedený předpoklad vysvětluje jak různorodý charakter prstenců (barva, složení), tak i stáří novější teorie: prstence vznikly velmi dávno, před několika miliardami roků při srážce dvou či více Saturnových měsíců nebo při srážce Saturnova měsíce s kometou či transneptunickým tělesem, problémem však je, že zastoupení horniny v Saturnových prstencích neodpovídá běžnému zastoupení horniny v měsících (prstence jsou téměř celé z ledu) prstence jsou starší, než se očekávalo a existují snad až několik miliard roků, tmavnutí prstenců je potlačeno recyklací částic uvnitř prstenců, takže jsou prstence stále velice světlé ledový charakter prstenců a velké zastoupení vody vrací do hry teorii, že jsou prstence zbytky materiálu po vzniku planety Saturn (pozůstatky protoplanetárního disku) a jsou tudíž stejně staré jako sama Sluneční soustava problém: za tak dlouhou dobu by se měly prstence rozpadnout a měly by zcela zaniknout

46 A co terestrické planety? jsou příliš malé a málo hmotné tělesa, která se dostanou do jejich blízkosti, zpravidla dopadnou rovnou na povrch fragmenty tělesa, které se rozpadne na oběžné dráze terestrické planety, jsou velmi rychle polapeny planetou

47 Výběr zajímavých měsíců planet Sluneční soustavy

48 Io Svět sopek už před průletem sondy Voyager 1 v roce 1979 byla předpovězena sopečná aktivita Io vyvolaná slapovým působením Jupiteru sopečná činnost byla potvrzena 9. března 1979 na snímku z Voyageru1 (povšimla si ji Linda Morabitová) vyvržené částice vytvořily světlý obláček sahající do výšky 300 km a pokrývající území 1000 km široké charakteristické zabarvení povrchu Io způsobuje sopečný materiál, zejména sloučeniny síry První snímek vulkanické aktivity na Io ze 4. března 1979 pořízený sondou Voyager 1. Jde o první fotografii aktivní sopky mimo planetu Zemi. Snímek vzniknul 11 hodin před největším přiblížením sondy k měsíci.

49 Io V zajetí planety Jupiter průměr km Io a Europa jsou v gravitační rezonanci 1:2 díky gravitační rezonanci má oběžná dráha Io kolem Jupiteru mírně excentrický charakter, mění se rychlost oběhu slapové působení protahuje Io v rovníkových šířkách směrem k Jupiteru až o 10 km Roztavené nitro pohyb po mírně eliptické oběžné dráze vede k periodickému vychylování rotační osy Io, která směřuje k Jupiteru kývavé pohyby mají na svědomí i pohyb výdutě, jež vzniká účinkem slapových sil povrch měsíce se ve vertikálním směru protahuje až o 100 metrů, srovnání: vodní výduť vytvořená účinkem pozemského Měsíce na oceány má výšku pouze 20 metrů uvolněné teplo činí asi 0,1 GW(100krát více než při rozpadu radioaktivních prvků v nitru Io) vnitřní části Io se taví a měsíc je vulkanicky aktivní Snímek měsíce Io vytvořený ze záběrů sondy Galileo. sopečná činnost nejspíš nevzniká v jádře, ale v litosféře, desítky kilometrů pod povrchem

50 Io Sopky povrch je pokryt aktivními sopkami, sopečnými kužely, průduchy a kalderami (ty mají průměr až 200 km) nad povrch se dostává obrovské množství materiálu, až tun za sekundu! za jeden rok vyprodukují sopky přibližně 500 km 3 lávy (100krát více než na Zemi) a povrch pokryje 1 mm tlustá vrstva usazenin dochází k neustálé recyklaci a obnově povrchu měsíc Io přišel kvůli sopečné činnosti téměř o všechnu vodu sloučeniny síry obarvují povrch Io širokou škálou barev Animace erupce vulkánu Tvashtar byla složena z pěti snímků, které pořídila sonda New Horizons v průběhu 8 minut. Snímky vznikly 1. března 2007.

51 Io oblast kolem vulkánu Pele

52 Io oblast Pillan Patera v blízkosti vulkánu Pele Sonda Galileo snímkovala oblast obklopující vulkán Pele 4. dubna 1997 (levá fotografie) a 19. září 1997 (pravá fotografie). Vulkanická aktivita probíhající v oblasti Pillan Patera změnila zabarvení povrchu na ploše o průměru 400 km.

53 Europa Ledový svět průměr km povrch je tvořen vodním ledem a má vysoké albedo střední hustota činí 3,01 g.cm -3, což poukazuje na křemičitany s příměsí vodního ledu pokud by se všechna voda obsažená v Europě dostala na povrch, vytvořila by globální oceán hluboký150 km Povrch Europy ze sondy Galileo na snímku z 9. července 1996.

54 Europa Co skrývá popraskaný povrch? ledová krusta vytváří velice hladký povrch bez výrazných nerovností povrch je pokryt celou řadou prasklin v podstatě se jedná o velké množství zamrzlých ledových ker Krátery nedostatek kráterů svědčí o relativně mladém povrchu střed velkých kráterů je vyplněn tmavým ledem s obsahem různých barevných příměsí, nejspíše solí (například kráter Pwyll o průměru 26 km nebo Tyre Macula s průměrem 148 km) krátery obklopují radiální pásy vyvrženin a velké množství menších sekundárních kráterů Detail kráteru Pwyll pořízený sondou Galileo 19. prosince 1996.

55 Europa Oceán? mocnost povrchové ledové krusty je odhadována na několik kilometrů pod ní se pravděpodobně vyskytuje oceán tekuté vody nebo rozbředlý led s příměsí hornin pokud by hloubka oceánu činila cca. 100 km, obsahoval by dvakrát více vody, než všechny pozemské oceány, řeky i moře dohromady přítomnost tekuté vody na Europě naznačují měření magnetometru sondy Galileo (Europa má také vliv na Jupiterovo magnetické pole) příčinou může být přítomnost slané vody, která proudí pod povrchem (příměsi jako soli či čpavek navíc snižují teplotu tání) na Europě je pravděpodobně přítomna i kryovulkanická aktivita (kryovulkanismus je druhem sopečné činnosti, při které jsou nad povrch daného tělesa chrleny chladné, zpravidla kapalné látky jako je např. směs vody a čpavku, metan nebo dusík viz měsíce Enceladus a Triton) kryovulkanismus je doposud prokázán pouze na Enceladu a Tritonu, předpokládá se však i na Titanu, Plutu či Charonu a možná existuje i na Mirandě a Ganymedu

56 Ganymedes Více ledu, méně horniny průměr km na rozdíl od Europy má nižší střední hustotu (1,94 g.cm -3 ) což svědčí o vyšším zastoupení vodního ledu zřejmě obsahuje 50 % křemičitanových hornin a 50 % vodního ledu povrch tvoří cca. 150 km silná vrstva ledu plášť má mocnost několik stovek kilometrů a je složený ze směsi horniny a vodního ledu slapové působení Jupiteru na Ganymeda je nevýrazné zůstává otázkou, zda se ve větších hloubkách nachází kapalná voda, pokud ano, je nitro zahříváno rozpadem radioaktivních prvků jediný měsíc s vlastním magnetickým polem, jádro je pravděpodobně tekuté a obsahuje těžké prvky a kovy

57 Ganymedes povrch je pokryt tmavými a světlými oblastmi Tmavý povrch tmavší oblasti jsou starší a obsahují větší množství impaktních kráterů velké krátery lze jako albedové útvary zahlédnout prostřednictvím obřích dalekohledů i ze Země světlejší oblasti mají méně kráterů, jsou tedy mladší Světlý povrch pokryt dlouhými řadami zvláštních vyvýšenin a propadlin Tmavý, krátery posetý povrch Ganymeda je starý pravděpodobně několik miliard roků. Fotografii pořídila sonda Galileo 7. září existují také praskliny, snad důsledek sopečné aktivity měsíce v minulosti původ světlých oblastí a topografických útvarů na povrchu zůstává nejasný

58 Ganymedes Palimpsesty v tmavších oblastech se vyskytují krátery do průměru 100 km, namísto větších kráterů jsou přítomny světlejší skvrny (průměr km), které jsou relativně hladké jedná se o tzv. palimpsesty, pozůstatky velkých impaktů, při kterých pravděpodobně došlo k roztátí vodního ledu, vodní směs následně i s horninou vyplnila oblast impaktu a až poté utuhla Fotografie palimpsestu pořízená sondou Galileo v květnu Palimpsest se nachází v oblasti Marius Regio.

59 Vznik palimpsestu

60 Callisto průměr km nejvzdálenější z Galileovských družic s nejmenší průměrnou hustotou (1,83 g.cm -3 ) povrch je velice starý, o čemž svědčí velké množství kráterů starší části povrchu jsou tmavé a pokryté kosmickým prachem světlejší (odhalené) části jsou mladší celému měsíci dominuje obří pánev Valhalla Valhalla průměr km lze ji zařadit k palimpsestům, povrch vyplněný směsí ledu a horniny výrazný střed útvaru má průměr 600 km soustředné prstence, které pánev obklopují, nejsou celistvé a sahají do vzdálenosti km rozestupy mezi prstenci ve vnitřních částech asi km, ve vnějších částech pak km výška prstenců cca. 1 km, šířka cca. 15 km

61 Callisto pánev Valhalla Snímek pánve Valhalla z nadhledu pořídila sonda Voyager 1 dne 6. března 1979.

62 Titan

63 Titan Oranžový svět objeven v roce 1655 Nizozemcem Christiaanem Huygensem průměr km největší Saturnův měsíc lze jej pozorovat i v malém dalekohledu mateřskou planetu oběhne jednou za 16 dní nízká průměrná hustota 1,88 g.cm -3 svědčí o značeném obsahu vodního ledu jediný měsíc s hustou atmosférou jeden z hlavních cílů mise Cassiny-Huygens jediný satelit cizí planety, na kterém přistála kosmická sonda (14. ledna 2005 dosedlo na povrch pouzdro Huygens) Fotografie Titanu pořízená sondou Cassini 10. června 2004.

64 Titan Vnitřní struktura nitro Titanu je diferenciované svědčí o tom deformace Titanu v důsledku slapového působení Saturnu jestliže by byl Titan tvořen výhradně tuhou horninou, protáhnul by se díky slapům maximálně o 1 metr, deformace však ve skutečnosti dosahují výšky přibližně 10 metrů pod hustou atmosférou se ukrývá povrch bohatý na organické sedimenty (vznikají přímo v Titanově atmosféře) kůra je tvořena vodním ledem, pod nímž se pravděpodobně nachází globální oceán čpavkové vody následuje vrstva ledu pod vysokým tlakem a jádro z hydratovaných křemičitanů

65 Titan Atmosféra je velmi hustá, má mocnost cca. 595 km obsahuje především molekulární dusík, v nižších vrstvách troposféry je přítomen také metan (~4,7 %), méně pak etan, acetylen a další jednoduché uhlovodíky v roce 1980 a 1981 proletěly kolem Titanu sondy Voyager 1 a 2, hustá atmosféra však bránila sledování povrchu na základě měření Voyagerů byl tlak při povrchu odhadnut na 1, Pa a teplota na 94 K (-179 C) tyto hodnoty jsou blízké trojnému bodu metanu, byla proto předpokládána existence kapalné metanové fáze v blízkosti povrchu (Sagan a kol.) oranžové zabarvení způsobují tholiny, jde o složité uhlovodíky bohaté na dusík podobný typ sloučenin se nejspíš vyskytoval také na mladé Zemi

66 Titan Atmosféra aktuální hodnota atmosférického tlaku na základě měření pouzdra Huygens dosahuje 1, Pa hustota atmosféry při povrchu je oproti hustotě vzduchu při zemském povrchu čtyřnásobná teplota při povrchu činí -178 C metanový cyklus je realitou! metan existuje v plynném, kapalném i pevném skupenství na povrch dopadají metanové srážky, které skrze kanály vyhloubené do ledového povrchu odtékají do plytkých jezer srážková činnost a jezera jsou typické zejména pro vlhčí oblasti v blízkosti pólů střídání ročních období je patrné ze změn na povrchu i v atmosféře povrch je silně erodován srážkami a atmosférickým prouděním Na fotografii vlevo je Titan zachycen v přirozených barvách (fotografie je výsledkem snímání Titanu přes červený, zelený a fialový filtr). Na prostřední fotografii je Titan zachycen na vlnové délce 938 nm v blízké infračervené oblasti spektra, jež umožňuje dohlédnout až na jeho povrch (tzv. metanové okno). Fotografie napravo ukazuje Titan v nepravých barvách a vznikla kombinací snímků pořízených na 938 nm, 889 nm (blízká infračervená oblast) a 420 nm (viditelné světlo). Zelená barva představuje oblasti, ve kterých lze dohlédnout až k povrchu. Načervenalé zabarvení naopak odpovídá metanu v Titanově stratosféře, který pohlcuje sluneční záření. Fialový lem po obvodu Titanu (fialová část viditelného spektra) jsou svrchní partie atmosféry bohaté na uhlovodíkový zákal. Snímky byly pořízeny sondou Cassini 16. dubna 2005.

67 Titan Bouře na Titanu snímek Titanovy atmosféry (v pravých barvách) v okolí jižního pólu byl pořízen 27. června 2012 sondou Cassini na snímku je detailně zachycena bouře ve výšce km nad Titanovým povrchem nejspíše je důsledkem střídání ročních období v srpnu 2009, kdy na severní polokouli začalo jaro a na jižní polokouli podzim atmosférické masy, nacházející se v oblasti bouře vysoko nad povrchem, se pravděpodobně díky střídání ročních období ochlazují a klesají směrem k povrchu

68 Proměna krajiny v průběhu přistání pouzdra Huygens

69 Titan místo přistání pouzdra Huygens

70 Titan Povrch pouzdro Huygens vstoupilo do atmosféry 14. ledna 2005 přistálo na pevný, zledovatělý povrch pokrytý směsí ledu a organického materiálu při přistání byly pozorovány povrchové útvary podobné korytům řek či kanálům ústícím do rozsáhlých jezer (ta se na snímcích zobrazila jako tmavé, rovné plochy) kanály i jezera v místě přistání byly vyschlé, v minulosti však pravděpodobně byly vyplněny kapalnou fází (metan, etan) existuje i kryovulkanická aktivita, jež chrlí do atmosféry směs vody, čpavku a metanu je možné, že kryovulkanismus dopuje odplyněním ledových klathrátů atmosféru metanem, jenž z ní kontinuálně mizí Fotografie povrchu Titanu v místě přistání pouzdra Huygens. Červená čísla označují rozměry objektů v centimetrech, modrá vzdálenost objektů od sondy.

71 Titan Písečné duny na Titanu lze dohledat desítky tisíc dun tvoří je jemný organický materiál vznikající kontinuálně v atmosféře a pozvolna se snášející k povrchu duny se vyskytují zejména v sušších rovníkových šířkách na radarové fotografii vlevo jsou duny patrné jako tmavé linie obklopující impaktní strukturu snímek byl pořízen sondou Cassini 21. června 2011 Impaktní kráter na snímku má průměr 40 km a do vzdálenosti cca. 10 km jej obklopují vyvrženiny vzniklé při impaktu (na radarovém snímku se jeví jako světlé plochy). Impaktní krátery jsou na Titanu díky husté atmosféře a soustavné erozi povrchu poměrně vzácné.

72 Titan Kapalina na povrchu důkazy o kapalině na povrchu přinesly až radarové snímky z let , na kterých jsou jasně patrné tmavé skvrny v oblasti Titanových pólů, jedná se o jezera metanu (snad i s příměsí etanu) na radarových snímcích je zachycena jezerní krajina v okolí Titanova severního pólu v letech je zřejmé, že některá jezera jsou stabilní útvary, které se vyskytují během celého Titanova ročního období (odpovídá šesti pozemským rokům) v roce 2006 panovala v okolí severního pólu Titanu zima, jaro začalo v této oblasti v roce 2009 plocha jezer se možná zmenší, či jezera dokonce zaniknou s příchodem léta v roce 2017

73 Proměny jezerní krajiny poblíž jezera Ontario Lacus jezero Ontario Lacus se nachází v blízkosti jižního pólu Titanu jasné světlé skvrny jsou oblaka v dolní části troposféry, nízko nad Titanovým povrchem pozice oblak na Titanu se mění z hodiny na hodinu tmavé plochy jsou jezera výskyt nových jezer na snímcích z roku 2005 nejspíš souvisí s intenzivní srážkovou činností v této oblasti rozdílné zabarvení jezera Ontario Lacus v roce 2005 je dáno změnou jeho nasvětlení oproti roku 2004 fotografie byly pořízeny ve vlnové délce 938 nm

74 Titan 8. července 2009 odraz Slunce v jezeru Kraken Mare

75 Enceladus V zajetí ledu malý měsíc o průměru 513 km s relativně nízkou průměrnou hustotou 1,12 g.cm -3 a velmi vysokým albedem 0,9 (jedno z nejvyšších ve Sluneční soustavě) vše nasvědčuje tomu, že je tvořen především ledem velmi světlý (a tím pádem také mladý) povrch odráží většinu dopadajícího slunečního záření Enceladus je nejchladnějším měsícem v Saturnově systému s povrchovou teplotou 75 K o nepříliš vysokém stáří povrchu (maximálně 1 miliarda roků) svědčí malé množství impaktních kráterů některé z kráterů vykazují vysoký stupeň eroze, nacházejí se nad horkými skvrnami? Fotografie: sonda Cassini

76 Mladý povrch Enceladu

77 Enceladus Aktivní měsíc obzvláště v rovinách jsou patrné drobnější brázdy a hřebeny, nechybí ani praskliny část z nich souvisí s kryovulkanickou aktivitou na Enceladu Tygří pruhy nacházejí se v oblasti jižního pólu dlouhé, podélné a vzájemně rovnoběžné zlomy, které mají délku 130 km a jsou odděleny 40 km širokými prolukami mají vyšší teplotu (110 K) než okolí (75 K) jedná se o velmi mladý a geologicky aktivní region Fotografie: sonda Cassini

78 Enceladus Kryovulkanismus sonda Cassini získala jednoznačný důkaz potvrzující kryovulkanickou aktivitu na Titanu 14. července 2004 na snímku byl zachycen rozsáhlý gejzír ledových částic a vodní páry, který dosáhnul výšky 500 km kryovulkán ležel nejspíše v oblasti Tygřích pásů Fotografii kryovulkanického gejzíru pořídila sonda Cassini v listopadu Snímek byl dodatečně obarven a byl zvýšen jeho kontrast.

79 Enceladus Kryovulkanismus spektrometrická měření, která sonda Cassini vykonala při průletu skrze oblak ledových částic ve výšce 50 km nad povrchem, odhalila, že jsou ledové částice složeny z 65 % vody, 20 % vodíku, menšího množství molekulárního dusíku a oxidu uhelnatého na stěnách Tygřích pásů i v materiálu vyvrženém při erupci kryovulkánu byly rozpoznány jednoduché organické látky částice vodní páry vytvářejí kolem Enceladu velmi řídkou atmosféru (molekuly vody jsou disociovány ultrafialovým zářením) atmosféra je obnovována neustálou kryovulkanickou činností ledové částice unikají do okolí a podílejí se na vzniku jemného Saturnova prstence E drobné ledové částice pokrývají Enceladův povrch, omlazují jej a jsou příčinou vysokého albeda Složení ledového materiálu z Enceladu a složení komet. Teplotní mapa Enceladu v infračervené oblasti spektra. Snímky pořídila sonda Cassini 4. července 2005.

80 Jak vzniká kryovulkanismus? pro kryovulkanismus na Enceladu je nezbytná přítomnost kapalné vody ve vodě mohou být rozpuštěny také další látky (například čpavek) magnetometr na sondě Cassini ukázal, že se v okolí Enceladu zpomalují a vychylují nabité částice, což nejspíše souvisí s přítomností kapalné a elektricky vodivé vody, v níž jsou rozpuštěny soli problém: slapové působení Saturnu na Enceladus nedostačuje ke vzniku tak rozsáhlé kryovulkanické aktivity (sousední měsíčky Mimas a Tethys mají podobnou velikost i hustotu, nevykazují však žádné známky kryovulkanismu) ohřev nemůže být způsoben ani rozpadem radioaktivních prvků v nitru Enceladu možná se jedná o výsledek gravitačních interakcí mezi Enceladem a nějakým sousedním měsícem v minulosti mohla být excentricita Enceladovy dráhy výraznější, což se mohlo projevit také větším slapovým působením (toto období snad skončilo teprve nedávno) v současnosti je Enceladus v gravitační rezonanci 1:2 s měsícem Dione (poloměr 560 km), který mohl v minulosti stát za zvýšením excentricity jeho dráhy podobně jako u dvojice Io Europa

81 Triton Vyslanec z Kuiperova pásu? průměr km jediný velký měsíc s retrográdní rotací téměř kruhová dráha svírá s ekvatoriální rovinou Neptunu sklon 21 Triton je s největší pravděpodobností gravitačně zachyceným tělesem má relativně vysokou průměrnou hustotu (2,1 g.cm -3 ), která se blíží Galileovským družicím slapové působení Neptunu na Triton bylo výrazné především v minulosti a stojí za diferenciací jeho nitra teplo uvolněné slapovými silami mohlo být 1000krát větší než energie pocházející z rozpadu radioaktivních prvků Triton nejspíše obsahuje kovové jádro, křemičitanový plášť a povrchové vrstvy hornin a ledu

82 Triton Atmosféra atmosféra je nesmírně řídká, tlak při povrchu dosahuje přibližně 1,5 Pa atmosféru tvoří dusík a snad i jednoduché uhlovodíky (metan, kyanovodík) v polárních oblastech vznikají jemná mračna složená z krystalků dusíku do výšky 30 km se objevuje také fotochemický smog, který vzniká fotodisociací uhlovodíků a tvoří jej etan či acetylen vyskytují se velice jemné polární čepičky z dusíkové námrazy, jež podléhají sezónním změnám Měsíc Triton v reálných barvách na snímku sondy Voyager 2 z 25. srpna 1989.

83 Triton Povrch poměrně málo impaktních kráterů jedná se o mladý povrch, který podléhá relativně rychlé regeneraci příčinnou je nejspíše kryovulkanismus na některých místech je povrch pokryt velkým množstvím okrouhlých, mělkých prohlubní o průměru cca. 30 km zřejmě jde o pozůstatky kryovulkanické aktivity, jakési pukliny či krátery, které vytvořila kapalina nebo plyn deroucí se na povrch alternativním vysvětlením jsou kryovulkanické gejzíry poháněné kapalným dusíkem na snímcích ze sondy Voyager 2 jsou patrné protáhlé, tmavé skvrny dlouhé několik desítek kilometrů pravděpodobně se jedná o organický materiál, který se dostal nad povrch a zčernal účinkem kosmického záření Povrch Tritonu snímkovala v roce 1989 sonda Voyager 2. Na fotografii ve falešných barvách jsou patrné i tmavé skvrny.

84 Použitá a doporučená literatura Atreya, S., K., Pollack, J., B. a Matthews, M., S. (1989): Origin and Evolution of Planetary and Satellite Atmospheres. The University of Arizona Press. Lewis, J., S. (1997): Physics and Chemistry of the Solar System. Academic Press. Bakich, M., E. (2000): The Cambridge Planetary Handbook. Cambridge University Press. Taylor, S., R. (2001): Solar System Evolution. Cambridge University Press. Pokorný, Z. (2005): Planety. Aventinum. Imke, P. a Lissauer, J., J. (2007): Planetary Sciences. Cambridge University Press. Jones, B., W. (2007): Discovering the Solar System. John Wiley and Sons Ltd. Verbiscer A., J., Skrutskie M., F. a Hamilton D., P. (2009): Saturn s largest ring. Nature 461: Kenneth, L., R. (2011): The Cambridge Guide to the Solar Systém (second edition). Cambridge University Press. Lakdawalla, E. (2013): Enceladus huffs and puffs: plumes vary with orbital longitude. The Planetary Society. Hedman, M., M. a Nicholson, P., D. (2016): The B-ring's surface mass density from hidden density waves: Less than meets the eye? Icarus 279: Pages