Sústavy ľadových obrov: Čo (ne)vieme o Uráne a Neptúne

Článok uvádza prehľad našich súčasných poznatkov o sústavách Urána a Neptúna aj aktuálny súbor otázok a motivácií pre ich prieskum.

Urán a Neptún a ich rozmanité satelitné a prstencové systémy predstavujú najmenej preskúmané prostredie slnečnej sústavy. A to napriek tomu, že Neptún môže byť vzorom pre najbežnejší výsledok formovania planét v celej Galaxii. Ľadové obry budú poslednou triedou planét slnečnej sústavy, ktorú bude skúmať špecializovaná orbitálna sonda.

Misia k týmto planétam by mohla preskúmať ich pôvod, interiéry bohaté na ľad, dynamické atmosféry, jedinečné magnetosféry a nespočetné množstvo ľadových satelitov. Urán a Neptún sú vynikajúcimi príkladmi toho, ako sa planéty so spoločným pôvodom môžu vydať pozoruhodne odlišnými evolučnými cestami – Neptún ako pravzor ľadových obrov, zatiaľ čo Urán je atypický. Skúmanie prirodzených satelitov Urána a Neptúnovho zachyteného mesiaca Tritóna by mohlo odhaliť, ako sa formujú a vyvíjajú aktívne oceánske svety, čím sa rozšíri rozsah obývateľnej zóny v slnečnej sústave.

Posledné desaťročie nám poskytlo prvé pohľady na rozmanitosť planetárnych prostredí vo vonkajšej slnečnej sústave prostredníctvom misie New Horizons skúmajúcej Pluto a jeho mesiace. Na druhej strane ríša ľadových obrov od Urána (20 astronomických jednotiek od Slnka) po Neptún (30 astronomických jednotiek) zostáva do značnej miery nepreskúmaná, pričom každý systém navštívila iba raz prelietavajúca kozmická loď – Voyager 2 – v rokoch 1986 a 1989. Od našich prvých detailných pohľadov na tieto svety s prístrojmi založenými na technológiách sedemdesiatych rokov 20. storočia uplynuli viac ako tri desaťročia. Systémy Voyagera neboli optimalizované na výskum ľadových obrov, ktoré sa považovali len za vedľajšie ciele misie. Návrat k ľadovým obrom s orbiterom bude preto ďalším logickým krokom v poznávaní slnečnej sústavy.

Ľadové obry môžu byť najlepšími predstaviteľmi celej triedy astrofyzikálnych objektov, keďže svety vo veľkosti Neptúna sa ukázali ako dominantná kategória v našom rozširujúcom sa zozname exoplanét, ktoré sú medzi menšími pozemskými svetmi a väčšími plynnými obrami s veľkým obsahom vodíka. Naše vlastné ľadové obry ponúkajú príležitosť preskúmať fyzikálne a chemické procesy v rámci ich satelitných sústav ako archetyp pre vzdialené exoplanéty. Okrem toho formovanie a vývoj Urána a Neptúna predstavuje kritický test nášho chápania formovania planét a architektúry slnečnej sústavy. Ich malé rozmery v porovnaní s Jupiterom kladú silné obmedzenia na načasovanie formovania planét. Ich objemové vnútorné zloženie (horniny, ľady a plyny) a diferenciácia s hĺbkou sú málo známe, ale pomáhajú určiť podmienky a dynamiku vo vonkajšej planetárnej hmlovine v čase formovanie planét.

Atmosféry Urána a Neptúna sú príkladom kontrastov medzi týmito svetmi. Zanedbateľné vnútorné teplo Urána spôsobuje, že jeho atmosféra je extrémne pomalá, čo má dôsledky pre meteorológiu a chémiu atmosféry. Naopak, silné vetry a rýchlo sa vyvíjajúce búrky Neptúna demonštrujú, ako môže vnútorná energia poháňať javy počasia napriek slabému slnečnému žiareniu vo vzdialenosti 30 astronomických jednotiek. Oba tieto svety vykazujú atmosférické pásy, hoci atmosférická cirkulácia zodpovedná za tieto pásy a s nimi spojené vetry, teploty, zloženie a oblačnosť zostáva nejasná.

Rôznorodé satelity ľadových obrov a neúplné úzke prstencové systémy poskytujú zaujímavý protipól k lepšie preštudovaným sústavám Jupitera a Saturna. Urán môže obsahovať prirodzený prvotný satelitný systém s dôkazmi minulých zrážok. Pri Neptúne sa nachádza zachytený objekt Edgeworthovho-Kuiperovho pásu, Tritón, ktorý sám môže skrývať podpovrchový oceán spôsobujúci aktívnu povrchovú geológiu (napríklad južné polárne oblaky a kryovulkanizmus).

Nevyriešenou otázkou je pochopenie pôvodu a vnútorných štruktúr Urána a Neptúna. Vznik Urána a Neptúna je dlhodobým problémom teórie formovania planét. Napriek tomu veľký počet detegovaných exoplanét s veľkosťami porovnateľnými (alebo menšími) s Uránom a Neptúnom naznačuje, že takéto planetárne objekty sú veľmi bežné, zatiaľ je to však v rozpore s teoretickými výpočtami. Výzvou pre modely formovania planét je zabrániť Uránu a Neptúnu v nahromadení veľkého množstva vodíka a hélia (čo prebehlo pri Jupiteri a Saturne), aby sa zachovali správne pomery konečnej hmotnosti a plynu k pevným látkam.

Nevie sa ani to, aká je úloha potenciálnych obrovských dosahov pri vysvetľovaní rozdielov medzi Uránom a Neptúnom. Urán a Neptún sú si trochu podobné, pokiaľ ide o hmotnosť a polomer, ale sú medzi nimi aj významné rozdiely, ako je sklon rotačnej osi, vnútorný tepelný tok a sústavy mesiacov. Predpokladáme, že tieto pozorované rozdiely sú výsledkom obrovských zrážok. Počítačové simulácie nárazu potvrdili, že sklon a rotáciu Urána možno vysvetliť obrovským nárazom, ktorý mohol viesť aj k vytvoreniu disku, kde sa tvorili pravidelné satelity.

Štandardné modely štruktúry planét pozostávajú z troch vrstiev: skalnaté jadro, ľadový obal (voda, čpavok, metán atď.) a plynný obal zložený z vodíka, hélia a ťažších prvkov. Stredná vrstva nie je vytvorená z ľadu vzhľadom na fyzikálny stav materiálu (nie je to pevná látka), ale označuje sa za ľadovú vrstvu, pretože sa skladá z prchavých materiálov, ako je voda, amoniak a metán. Trojvrstvové modely predpovedajú veľmi vysoké pomery ľadu k hornine, a to 19- až 35-krát pre Urán a 4- až 15-krát pre Neptún.

Rozdielne vnútorné tepelné toky Urána a Neptúna naznačujú, že absolvovali rôzne evolučné histórie. Môže to byť výsledok odlišnej histórie rastu alebo výsledok obrovských vonkajších vplyvov počas ich skorého vývoja. Okrem toho modely tepelného vývoja, ktoré sa spoliehajú na merania albeda (pomeru odrazeného a dopadajúceho žiarenia), teplôt jasu a profilov atmosférického tlaku a teploty a ktoré sa používajú na modelovanie vývoja dvoch planét z pozorovaní Voyagera, nemôžu vysvetliť vlastnosti oboch planét rovnakým súborom predpokladov. Lepšie pochopenie pôvodu, vývoja a štruktúry ľadových obrov si vyžaduje nové a presné pozorovacie údaje týkajúce sa gravitačného poľa planét, rýchlosti rotácie, magnetického poľa, zloženia atmosféry a tepelnej štruktúry atmosféry, a to z orbitálnych pozorovaní aj in situ odberov vzoriek z atmosférickej sondy.

Prečo sa atmosférické procesy medzi Uránom, Neptúnom a plynnými obrami tak veľmi líšia a aké sú dôsledky pre svety s hmotnosťou Neptúna v našom vesmíre? Ich dynamiku a chémiu poháňajú extrémy vnútornej energie (zanedbateľné na Uráne, ale silné na Neptúne) a extrémy slnečného žiarenia (najzávažnejšie na Uráne pre jeho 98-stupňový sklon rotačnej osi), ktoré nie sú viditeľné nikde inde v slnečnej sústave.

Teploty Urána a Neptúna sú také nízke, že už energia uvoľnená pri vzájomnej premene medzi rôznymi stavmi vodíka (orto a para spin izoméry) môže hrať úlohu pri formovaní dynamiky atmosféry. Ich stredná a horná atmosféra sú oveľa teplejšie, než sa dá vysvetliť samotným slabým solárnym ohrevom, čo znamená, že tu musí vstupovať dodatočná energia z vnútorných zdrojov (napríklad vlny) alebo z vonkajších zdrojov (napríklad prúdy indukované magnetickým poľom).

Dôležitá je otázka, aká rozsiahla je cirkulácia atmosfér ľadových obrov a ako hlboko siaha. Atmosférická cirkulácia, poháňaná vnútornou energiou aj solárnym ohrevom, riadi rozvrstvenie teploty, bilanciu žiarenia, oblačnosť a meteorológiu. Výskum dynamiky, chémie, tvorby oblakov, atmosférickej cirkulácie a transportu energie na Uráne a Neptúne by významne vyplnili veľkú medzeru v našom chápaní planetárnych atmosfér, v nedostatočne preskúmanom režime slabého sezónneho slnečného žiarenia, nízkych teplôt a extrémov vnútornej energie.

Satelitné systémy Urána a Neptúna ponúkajú veľmi odlišné pohľady aj na vznik a vývoj nášho Mesiaca; sú to ukážky väčšieho formovania a vývoja planetárnych systémov. Neptúnskemu systému dominuje dodatočný príchod Tritóna (t. j. vážne narušenie akéhokoľvek prvotného satelitného systému), ktorý by bol najväčšou známou trpasličou planétou v Edgeworthovom-Kuiperovom páse, ak by stále obiehal samostatne okolo Slnka. Zostávajúce satelity Neptúna nemusia byť prvotné vzhľadom na stupeň narušenia systému spôsobeného Tritónom. Na rozdiel od toho sa satelitný systém Urána javí ako relatívne nenarušený od svojho vzniku. To je veľmi prekvapujúce zistenie, keďže Urán má najväčší sklon rotačnej osi zo všetkých planét, čo znamená dramatickú kolíziu v minulosti. Tieto satelitné systémy teda ponúkajú laboratóriá na pochopenie kľúčových procesov formovania, zachytávania a kolízie.

Vedci s veľkým očakávaním riešia vplyv interakcie prílivu a odlivu a vnútorného topenia na formovanie mesiacov Urána. Očakáva sa, že intenzívne slapové zahrievanie počas sporadických prechodov cez rezonancie vyvolalo vnútorné topenie niektorých ľadových mesiacov. Dva najväčšie mesiace (s priemerom vyše 1 500 kilometrov) Titánia a Oberón môžu stále skrývať tekuté vodné oceány medzi svojimi vonkajšími ľadovými obalmi a vnútornými skalnatými jadrami – zvyšky po minulých fázach topenia. Kompletné mapovanie ich povrchov kozmickou sondou by mohlo odhaliť nedávnu endogénnu aktivitu.

Zaujímavé je aj skúmanie chemického zloženia povrchov mesiacov Urána. Albedá veľkých Uránových mesiacov odhaľujú, že ich povrchy sú charakterizované zmesou H2O ľadu a vizuálne tmavého a spektrálne nevýrazného materiálu, ktorý je možno pôvodom uhlíkatý. Na miestach menej vystavených slnečnému žiareniu sa na Ariele, Umbriele a Titánii vyskytuje čistý CO2 ľad. Vo vzdialenosti Urána od Slnka by mal CO2 ľad sublimovať v časových intervaloch kratších, než je vek slnečnej sústavy, takže zistený CO2 ľad môže byť produktom súčasných alebo nedávnych (z geologického hľadiska) procesov.

Jednou z hlavných úloh výskumu sústav Urána a Neptúna je prieskum Tritóna – telesa s väčším potenciálom na nájdenie nejakých foriem života než na doteraz preferovanom Marse. Má Tritón v súčasnosti podpovrchový oceán a existujú dôkazy o nedávnej alebo prebiehajúcej aktívnej výmene s jeho povrchom? Veľký mesiac Neptúna Tritón, teleso zo vzácnej triedy telies slnečnej sústavy s výraznou atmosférou a aktívnou geológiou, ponúka jedinečnú príležitosť skúmať teleso porovnateľné s trpasličími planétami zvyšku transneptúnskej oblasti, ale oveľa bližšie. Tritón má veľa podobností povrchu a atmosféry s Plutom a v oboch sa môžu ukrývať ešte aj dnes podpovrchové oceány. Doteraz celkom nechápeme ani hlavný objav Voyagera 2 – oblakov vychádzajúcich z južnej polárnej čiapočky Tritóna, ktoré sú najvzdialenejšou zaznamenanou aktivitou v slnečnej sústave. Podobne ako povrch Jupiterovho mesiaca Európa aj povrch Tritóna je relatívne mladý (rádovo 100 miliónov rokov). Rôzne krivočiare hrebene a súvisiace žľaby, porovnateľné s tými na Európe, naznačujú, že prílivové napätia a rozptyly zohrávali zásadnú úlohu v geologickej aktivite Tritóna a môžu pretrvávať.

Väčšina vyššie formulovaných otázok vyžaduje, aby potenciálna sonda obiehala čo najbližšie k planétam. Veľkým rizikom pre takúto polohu je však veľmi málo známa štruktúra prstencov týchto planét. Napriek tomu, že očakávaná hustota častíc v prstencoch nie je veľká, jedna kolidujúca častica môže zmariť celú misiu. Spomeňme si len na vychýlenie antény zabezpečujúcej telemetriu so sondou Giotto pri prieskume Halleyho kométy v roku 1986.

(zh)