$\"\"$ <\/a>

Porovnanie ve\u013ekosti Mesiaca (v\u013eavo hore), Titanu (v\u013eavo dole) a Zeme (vpravo)<\/p><\/div>\n

Tvar mesiaca bol zisten\u00fd z ve\u013emi presn\u00fdch r\u00e1diov\u00fdch pol\u00f4h meran\u00fdch sondou Cassini po\u010das preletov okolo tohto mesiaca. Je to takmer dokonal\u00e1 gu\u013ea s polomerom 2 574 km. Titan je najv\u00e4\u010d\u0161\u00ed z 274 mesiacov Saturna, priepastne v\u00e4\u010d\u0161\u00ed ako ostatn\u00e9 mesiace tejto plan\u00e9ty. Druh\u00fd najv\u00e4\u010d\u0161\u00ed Saturnov mesiac, Rhea, m\u00e1 naproti nemu polomer len 764 km. Priemer Titanu dosahuje 40 % priemeru Zeme. Je celkove 10. najv\u00e4\u010d\u0161\u00edm telesom slne\u010dnej s\u00fastavy.<\/p>\n

Zlo\u017eenie Titanu je podobn\u00e9 ako u ostatn\u00fdch ve\u013ek\u00fdch \u013eadov\u00fdch mesiacov (Ganymedes, Kallisto<\/a>) \u2013 z polovice je tvoren\u00e9 vodn\u00fdm \u013eadom a z polovice krem\u00edkov\u00fdm kamenist\u00fdm materi\u00e1lom. Jeho priemern\u00e1 hustota 1,88 g\/cm3 je s\u00edce v\u00e4\u010d\u0161ia ako hustota vody, ale men\u0161ia ako hustota plan\u00e9ty Merk\u00far. Oproti Merk\u00faru je preto mesiac napriek v\u00e4\u010d\u0161\u00edm rozmerom menej hmotn\u00fd. Gravit\u00e1cia na Titane je 7-kr\u00e1t slab\u0161ia ako pozemsk\u00e1. Je teda slab\u0161ia ne\u017e gravit\u00e1cia Mesiaca<\/a> Zeme, hoci je od neho v\u00e4\u010d\u0161\u00ed. D\u00f4vodom je mal\u00e1 hustota Titanu. Povrch Titanu je v\u00e4\u010d\u0161\u00ed ako povrch svetadielov Eur\u00f3py, Afriky a \u00c1zie dohromady.<\/p>\n

Dr\u00e1ha a rot\u00e1cia<\/h2>\n
Titan je dev\u00e4tn\u00e1sty mesiac v porad\u00ed od plan\u00e9ty. Okolo Saturna obieha v priemernej vzdialenosti 1 221 600 km s peri\u00f3dou 15,95 d\u0148a progr\u00e1dnym (priamym) smerom. Titan je v dr\u00e1hovej rezonancii 3:4 s mal\u00fdm nepravideln\u00fdm mesiacom Hyperion.<\/p>\n
A\u017e do v\u00fdsledkov podrobnej anal\u00fdzy sondy Cassini vedci predpokladali, \u017ee rot\u00e1cia Titanu je viazan\u00e1, \u010do by znamenalo, \u017ee k Saturnu ot\u00e1\u010da st\u00e1le t\u00fa ist\u00fa stranu. Koncom roku 2007 sa v\u0161ak podarilo stanovi\u0165 skuto\u010dn\u00fa Titanovu rota\u010dn\u00fa peri\u00f3du, ktor\u00e1 je o 0,36\u00b0 za rok r\u00fdchlej\u0161ia, ako by zodpovedalo viazanej rot\u00e1cii. Chybn\u00e9 boli tie\u017e predpoklady o nulovom sklone rota\u010dnej osi. Jej sklon predstavuje 27\u00b0, \u010do je viac ne\u017e sklon rota\u010dnej osi Zeme. V\u010faka tomu na Titane existuj\u00fa v\u00fdrazn\u00e9 ro\u010dn\u00e9 obdobia, no hodnoty tepl\u00f4t po\u010das nich zost\u00e1vaj\u00fa naproti Zemi vo v\u00fdrazn\u00fdch m\u00ednusov\u00fdch hodnot\u00e1ch. Oproti Zemi alebo Marsu nie s\u00fa ro\u010dn\u00e9 obdobia vyvol\u00e1van\u00e9 obehom okolo centr\u00e1lneho telesa (v Titanovom pr\u00edpade Saturna), ale obehom Saturna spolu s Titanom okolo Slnka.<\/p>\n
Z anal\u00fdzy \u00fadajov sondy Cassini vyplynulo, \u017ee obe\u017en\u00e1 dr\u00e1ha ani rot\u00e1cia Titanu nezodpovedaj\u00fa vlastnostiam pevn\u00e9ho, kompaktn\u00e9ho telesa. Rose-Marie Balandov\u00e1 z Kr\u00e1\u013eovsk\u00e9ho observat\u00f3ria v Bruseli z t\u00fdchto \u00fadajov vyvodila z\u00e1ver, \u017ee mesiac m\u00e1 pevn\u00e9 jadro obalen\u00e9 oce\u00e1nom tekutej vody, ktor\u00fd je prekryt\u00fd k\u00f4rou z \u013eadu. \u010eal\u0161\u00edm d\u00f4kazom existencie podpovrchov\u00e9ho oce\u00e1nu je rozsah slapov\u00fdch deform\u00e1cii mesiaca zisten\u00fdch sondou Cassini. Titan obieha po eliptickej dr\u00e1he a ke\u010f sa nach\u00e1dza k Saturnu bli\u017e\u0161ie, p\u00f4sob\u00ed na\u0148 silnej\u0161ia gravita\u010dn\u00e1 sila, ako ke\u010f sa nach\u00e1dza \u010falej. Tieto rozdiely sp\u00f4sobuj\u00fa na mesiaci obdobu pr\u00edlivu a odlivu na Zemi. Povrch Titanu sa po\u010das „pr\u00edlivu“ dv\u00edha o viac ne\u017e desa\u0165 metrov, \u010do napoved\u00e1, \u017ee jeho vn\u00fatorn\u00e9 vrstvy tvor\u00ed kvapalina. Ak by boli pevn\u00e9, „pr\u00edliv“ na Titane by dosahoval v\u00fd\u0161ku iba jeden meter.<\/p>\n
$\"\"$ <\/a>
Titan pred Saturnom<\/p><\/div>\n
Na z\u00e1klade \u00fadajov zo sondy Cassini sa Titan od svojej plan\u00e9ty vz\u010fa\u013euje, podobne ako Mesiac od Zeme. Tempo vz\u010fa\u013eovania Titanu je v\u0161ak omnoho r\u00fdchlej\u0161ie ako tempo vz\u010fa\u013eovania n\u00e1\u0161ho Mesiaca, a dokonca takmer 100-kr\u00e1t r\u00fdchlej\u0161ie, ne\u017e boli jeho p\u00f4vodn\u00e9 odhady. Je to pribli\u017ene 10,16 cm za rok.<\/p>\n
Vznik a v\u00fdvoj<\/h2>\n
Okolnosti vzniku a v\u00fdvoja Titanu s\u00fa zatia\u013e nejasn\u00e9. Pokia\u013e je spr\u00e1vna te\u00f3ria, \u017ee vn\u00fatro mesiaca je rozdelen\u00e9 na tri vrstvy: jadro, pl\u00e1\u0161\u0165 a k\u00f4ru, tak, ako je to aj u terestrick\u00fdch plan\u00e9t, potom sa Titan sformoval podobn\u00fdm sp\u00f4sobom ako ony: akr\u00e9ciou z plynoprachov\u00e9ho disku<\/a>. Po svojom vzniku bolo vn\u00fatro mesiaca roztaven\u00e9 a \u0165a\u017e\u0161ie l\u00e1tky mali mo\u017enos\u0165 pod vplyvom gravit\u00e1cie klesa\u0165 do jeho \u0165a\u017eiska, kde utvorili jadro. Po\u010das f\u00e1zy hor\u00faceho vn\u00fatra mal ma\u0165 Titan aj sope\u010dn\u00fa aktivitu, ktor\u00e1 vytvorila jeho atmosf\u00e9ru.<\/p>\n
Druh\u00e1 te\u00f3ria vn\u00fatornej stavby mesiaca v\u0161ak predpoklad\u00e1, \u017ee tieto vrstvy neexistuj\u00fa a pod k\u00f4rou uh\u013eovod\u00edkov je teleso mesiaca tvoren\u00e9 jednotv\u00e1rnou zmesou \u013eadu a sk\u00e1l. V tomto pr\u00edpade sa mesiac formoval pomaly v priebehu mili\u00f3na rokov a nepre\u0161iel hor\u00facim \u0161t\u00e1diom. Ke\u010f\u017ee chladn\u00e9 vn\u00fatro nedovo\u013euje pr\u00edtomnos\u0165 sopiek, atmosf\u00e9ra mesiaca musela vznikn\u00fa\u0165 inak ako ich \u010dinnos\u0165ou. Japonsk\u00ed vedci sa nazd\u00e1vaj\u00fa, \u017ee plyny do atmosf\u00e9ry mohli prinies\u0165 kom\u00e9ty, ktor\u00e9 sa s mesiacom zrazili po\u010das ve\u013ek\u00e9ho bombardovania pred 4 miliardami rokov.<\/p>\n
\u010eal\u0161ia hypot\u00e9za o p\u00f4vode Titanu vznikla na z\u00e1klade po\u010d\u00edta\u010dov\u00fdch simul\u00e1ci\u00ed. Pod\u013ea E. Asphauga a A. Reufera vznikol Titan postupn\u00fdm zrazen\u00edm sa nieko\u013ek\u00fdch p\u00f4vodn\u00fdch men\u0161\u00edch \u013eadov\u00fdch mesiacov Saturna. Pri mesiacoch Jupitera k ich splynutiu nedo\u0161lo, preto\u017ee boli uzamknut\u00e9 do vz\u00e1jomn\u00fdch dr\u00e1hov\u00fdch rezonanci\u00ed, ktor\u00e9 vylu\u010duj\u00fa mo\u017enos\u0165 zr\u00e1\u017eky.<\/p>\n
Vz\u010fa\u013eovanie mesiaca od plan\u00e9ty nazna\u010duje, \u017ee mohol vznikn\u00fa\u0165 ove\u013ea bli\u017e\u0161ie k Saturnu, ne\u017e sa nach\u00e1dza teraz.<\/p>\n
Prvotn\u00e1 atmosf\u00e9ra Titanu bola na z\u00e1klade pomeru izotopov dus\u00edka a\u017e 5-kr\u00e1t hmotnej\u0161ia, ne\u017e je t\u00e1 s\u00fa\u010dasn\u00e1. V priebehu hist\u00f3rie muselo ve\u013ek\u00e9 mno\u017estvo dus\u00edka unikn\u00fa\u0165 do kozmick\u00e9ho priestoru. Mal\u00e9 mno\u017estvo arg\u00f3nu zase nazna\u010duje, \u017ee prvotn\u00e1 atmosf\u00e9ra bola tvoren\u00e1 sk\u00f4r amoniakom. Molekuly met\u00e1nu v Titanovej atmosf\u00e9re podliehaj\u00fa postupn\u00e9mu rozkladu pod vplyvom ultrafialov\u00e9ho \u017eiarenia a pod\u013ea v\u00fdpo\u010dtov na ich dop\u013a\u0148anie nesta\u010d\u00ed met\u00e1n v jazer\u00e1ch a moriach mesiaca. Z\u00e1soby met\u00e1nu by t\u00fdmto tempom na Titane do\u0161li v priebehu 10 mili\u00f3nov rokov. Pod\u013ea te\u00f3rie Michaela Wonga z Kalifornsk\u00e9ho technologick\u00e9ho in\u0161tit\u00fatu by t\u00fato z\u00e1hadu mohlo vysvetli\u0165 to, \u017ee Titan, podobne ako Zem, v minulosti pre\u0161iel f\u00e1zami glob\u00e1lneho za\u013eadnenia. Pod\u013ea te\u00f3rie Luciana Iessa z Universit\u00e0 La Sapienza, ktor\u00e1 bola publikovan\u00e1 v \u010dasopise Science, je v\u0161ak met\u00e1n do Titanovej atmosf\u00e9ry dop\u013a\u0148an\u00fd z podpovrchov\u00e9ho rezervo\u00e1ra.<\/p>\n
Pred 50 000 rokmi jazer\u00e1 pokr\u00fdvali ove\u013ea v\u00e4\u010d\u0161iu \u010das\u0165 ju\u017enej pologule mesiaca ako v s\u00fa\u010dasnosti. V cykloch podobn\u00fdch Milankovi\u010dov\u00fdm cyklom na Zemi sa uh\u013eovod\u00edky postupne pres\u00favaj\u00fa od jedn\u00e9ho p\u00f3lu k druh\u00e9mu.<\/p>\n
Magnetosf\u00e9ra<\/h2>\n
Titan nem\u00e1 vlastn\u00e9 magnetick\u00e9 pole. Jeho hust\u00e1 atmosf\u00e9ra je v\u0161ak ionizovan\u00e1 \u017eiaren\u00edm, n\u00e1bojovou v\u00fdmenou a n\u00e1razom \u010dast\u00edc. To u neho vytv\u00e1ra indukovan\u00fa magnetosf\u00e9ru podobne ako napr\u00edklad u Venu\u0161e.<\/p>\n
Titan obieha na okraji Saturnovej plazmosf\u00e9ry (sf\u00e9ry vyplnenej elektricky nabit\u00fdmi \u010dasticami), ktor\u00e1 je vytvoren\u00e1 Saturnov\u00fdm magnetick\u00fdm po\u013eom. Titan so svojou indukovanou magnetosf\u00e9rou je vodiv\u00e1 prek\u00e1\u017eka pre \u010dastice Saturnovej plazmosf\u00e9ry. Ke\u010f\u017ee Titan obieha okolo plan\u00e9ty pomal\u0161ie ako \u010dastice plazmosf\u00e9ry, brzd\u00ed tieto \u010dastice a vytv\u00e1ra deform\u00e1ciu magnetick\u00e9ho po\u013ea Saturna. Titan sa pohybuje u\u017e na hranici magnetopauzy, a tak, hoci sa 95 % \u010dasu nach\u00e1dza v magnetosf\u00e9re Saturna, ob\u010das je v priamom kontakte so slne\u010dn\u00fdm vetrom. Za mesiacom sa tiahne \u0161trukt\u00fara, ktor\u00e1 pripom\u00edna magnetick\u00fd chvost, \u00fatvar zn\u00e1my u telies s vlastn\u00fdm magnetick\u00fdm po\u013eom.<\/p>\n
Atmosf\u00e9ra<\/h2>\n
$\"\"$ <\/a>
Horn\u00e9 vrstvy atmosf\u00e9ry<\/p><\/div>\n
Atmosf\u00e9ra Titanu sa v\u00f4bec nepodob\u00e1 vod\u00edkovo-h\u00e9liovej atmosf\u00e9re jeho materskej plan\u00e9ty, Saturna. Existenciu hustej atmosf\u00e9ry prv\u00fdkr\u00e1t dok\u00e1zal G. P. Kuiper v roku 1944 pomocou spektrografie, ke\u010f spozoroval absorp\u010dn\u00e9 \u010diary prisl\u00fachaj\u00face met\u00e1nu. Pozorovania sondami Voyager potvrdili dus\u00edk ako hlavn\u00fd komponent atmosf\u00e9ry a ur\u010dili jej tlak na povrchu pribli\u017ene o polovicu v\u00e4\u010d\u0161\u00ed ako na Zemi. V skuto\u010dnosti je jeho tlak o 60 % v\u00e4\u010d\u0161\u00ed ako na povrchu Zeme. Titan a Pluto<\/a> s\u00fa okrem Zeme jedin\u00fdmi telesami v na\u0161ej slne\u010dnej s\u00fastave, ktor\u00e9 maj\u00fa v atmosf\u00e9re najv\u00e4\u010d\u0161ie zast\u00fapenie dus\u00edka. Na rozdiel od Zeme v\u0161ak atmosf\u00e9ra Titanu neobsahuje \u017eiadny kysl\u00edk. Aj ke\u010f hodnotou tlaku je Titanovej atmosf\u00e9re viac podobn\u00e1 pozemsk\u00e1, v percentu\u00e1lnom zlo\u017een\u00ed sa atmosf\u00e9ra Titanu viac podob\u00e1 atmosf\u00e9re Pluta. Atmosf\u00e9ra Titanu je 5-kr\u00e1t hrub\u0161ia ako pozemsk\u00e1, horn\u00e9 vrstvy s\u00fa a\u017e vo v\u00fd\u0161ke 600 km nad povrchom. Je to dan\u00e9 slab\u0161ou gravit\u00e1ciou telesa v porovnan\u00ed so Zemou. Teplota vrstiev atmosf\u00e9ry vo v\u00fd\u0161kach 30 \u2013 50 km dosahuje -200\u00b0C, pod aj nad touto vrstvou boli hodnoty nameran\u00e9 sondou Huygens vy\u0161\u0161ie. Atmosf\u00e9ra Titanu sa sklad\u00e1 z mnoh\u00fdch odli\u0161n\u00fdch vrstiev. Nielen teplota, ale aj hustota vysok\u00fdch vrstiev atmosf\u00e9ry s\u00fa vy\u0161\u0161ie, ne\u017e sa pred sondou Huygens o\u010dak\u00e1valo.<\/p>\n
Zast\u00fapenie dus\u00edka predstavuje okolo 95 %. Zvy\u0161ok tvor\u00ed najm\u00e4 met\u00e1n \u2013 4,8 %. Ke\u010f\u017ee ide o sklen\u00edkov\u00fd plyn, ovplyv\u0148uje v\u00fdvoj kl\u00edmy Tit\u00e1nu v peri\u00f3dach trvaj\u00facich stovky tis\u00edc rokov. V stopovom mno\u017estve sa vyskytuj\u00fa vod\u00edk, arg\u00f3n a r\u00f4zne uh\u013eovod\u00edky (detegovan\u00e1 bola pr\u00edtomnos\u0165 et\u00e1nu, diacetyl\u00e9nu, prop\u00ednu, kyanoacetyl\u00e9nu, et\u00ednu a prop\u00e1nu), oxid uhli\u010dit\u00fd, oxid uho\u013enat\u00fd, dikyan, kyanovod\u00edk a h\u00e9lium. Arg\u00f3n bol detekovan\u00fd iba v ne\u010dakane mal\u00fdch koncentr\u00e1ci\u00e1ch a ostatn\u00e9 vz\u00e1cne plyny sa v atmosf\u00e9re nena\u0161li v\u00f4bec. \u010cpavok, kedysi v atmosf\u00e9re vo ve\u013ekom pr\u00edtomn\u00fd, sa v s\u00fa\u010dasnej atmosf\u00e9re Titanu vyskytuje u\u017e iba ako aeros\u00f3l.<\/p>\n
Ultrafialov\u00e9 \u017eiarenie Slnka rozklad\u00e1 v horn\u00fdch vrstv\u00e1ch atmosf\u00e9ry met\u00e1n na ve\u013emi reakt\u00edvny radik\u00e1l metyl a vod\u00edkov\u00fd at\u00f3m. V\u010faka tomu doch\u00e1dza k neust\u00e1lej tvorbe pevn\u00fdch uh\u013eovod\u00edkov, ktor\u00e9 postupne klesaj\u00fa na povrch. Zast\u00fapenie uh\u013eovod\u00edkov v atmosf\u00e9re st\u00fapa s rast\u00facou v\u00fd\u0161kou nad povrchom mesiaca a naopak, kles\u00e1 podiel vod\u00edka a met\u00e1nu. Uh\u013eovod\u00edky sp\u00f4sobuj\u00fa charakteristick\u00e9 oran\u017eov\u00e9 zafarbenie atmosf\u00e9ry.<\/p>\n
Kv\u00f4li n\u00edzkym teplot\u00e1m (okolo \u2212180 \u00b0C) na povrchu mesiaca nedoch\u00e1dza k sublim\u00e1cii vodn\u00e9ho \u013eadu, v\u00fdsledkom \u010doho je absencia vodn\u00fdch p\u00e1r v atmosf\u00e9re. Oblaky na Titane s\u00fa tak tvoren\u00e9 pravdepodobne et\u00e1nom, met\u00e1nom a \u010fal\u0161\u00edmi jednoduch\u00fdmi uh\u013eovod\u00edkmi. Rozlo\u017eenie uh\u013eovod\u00edkov je vo v\u0161etk\u00fdch oblastiach danej v\u00fd\u0161ky rovnak\u00e9, ale podliehaj\u00fa sez\u00f3nnym zmen\u00e1m v z\u00e1vislosti od ro\u010dn\u00fdch obdob\u00ed. 200 km nad povrchom sa k nim prid\u00e1vaj\u00fa tholiny, hlavne dikyanoacetyl\u00e9n, ktor\u00e9 sp\u00f4sobuj\u00fa charakteristick\u00fa oran\u017eov\u00fa farbu mesiaca. K tomuto poznatku dospeli vedci v laborat\u00f3rnych podmienkach, ke\u010f o\u017eiarili zmes dus\u00edka a met\u00e1nu ultrafialov\u00fdm \u017eiaren\u00edm, d\u00f4sledkom \u010doho vznikol \u010dervenohned\u00fd pr\u00e1\u0161ok, p\u00f4vodca z\u00e1kalu Titanovej atmosf\u00e9ry. Niekedy sa oran\u017eov\u00e1 hmla na Titane ozna\u010duje ako smog. Pod\u013ea chemick\u00fdch experimentov vykonan\u00fdch v roku 2007 dvoma pracovn\u00ed\u010dkami z University of Colorado obsahovala prvotn\u00e1 zemsk\u00e1 atmosf\u00e9ra rovnak\u00fa oran\u017eov\u00fa hmlu.<\/p>\n
E\u0161te ni\u017e\u0161ie sa tvoria organick\u00e9 aeros\u00f3ly. Zlo\u017eky atmosf\u00e9ry Titanu s\u00fa ve\u013emi hor\u013eav\u00e9, ale v\u010faka nepr\u00edtomnosti kysl\u00edka proces horenia neprebieha.<\/p>\n
Hust\u00e1 atmosf\u00e9ra neust\u00e1le zaha\u013euje povrch Titanu. Zabra\u0148uje tak preniknutiu 90 % slne\u010dn\u00fdch l\u00fa\u010dov na povrch mesiaca, ktor\u00e9 sa od nej odr\u00e1\u017eaj\u00fa do kozmick\u00e9ho priestoru, \u010d\u00edm sp\u00f4sobuje antisklen\u00edkov\u00fd efekt. V kombin\u00e1cii s t\u00fdm, \u017ee vo vzdialenosti Saturna od Slnka<\/a> dost\u00e1vaj\u00fa teles\u00e1 u\u017e iba 1 % slne\u010dn\u00e9ho \u017eiarenia ne\u017e Zem, na povrch mesiaca tak dopad\u00e1 iba tis\u00edcina slne\u010dn\u00e9ho svetla, ktor\u00e9 dopad\u00e1 na povrch Zeme. Sonda Huygens nebola schopn\u00e1 po\u010das zostupu ur\u010di\u0165 polohu Slnka, ale bola schopn\u00e1 v existuj\u00facom \u0161ere z\u00edska\u0165 obr\u00e1zky povrchu mesiaca. Preto sa predpoklad\u00e1, \u017ee nielen Slnko, ale ani Saturn nie je z povrchu Titanu vidite\u013en\u00fd. Pozorovania sondy Cassini z roku 2004 nazna\u010duj\u00fa, \u017ee atmosf\u00e9ra rotuje ove\u013ea r\u00fdchlej\u0161ie ako povrch mesiaca (podobne ako na Venu\u0161i). Tak\u00fdto jav sa naz\u00fdva superrot\u00e1cia a jeho p\u00f4vod nie je u Titanu zn\u00e1my.<\/p>\n
Na Titane v\u010faka jeho atmosf\u00e9re existuje kolobeh kvapal\u00edn podobn\u00fd kolobehu vody na Zemi. Na rozdiel od Zeme sa v\u0161ak nejedn\u00e1 o vodu, ale o kvapaln\u00e9 uh\u013eovod\u00edky.<\/p>\n
Titan sa po\u010das obehu Saturnu niekedy dostane mimo Saturnovu magnetosf\u00e9ru, ktor\u00e1 ho chr\u00e1ni pred slne\u010dn\u00fdm vetrom. Vtedy slne\u010dn\u00fd vietor un\u00e1\u0161a \u010dastice z horn\u00fdch vrstiev atmosf\u00e9ry do kozmick\u00e9ho priestoru.<\/p>\n
Obla\u010dnos\u0165 a po\u010dasie<\/h3>\n
$\"\"$ <\/a>
Gigantick\u00fd oblak nad severn\u00fdm p\u00f3lom Titanu v neprav\u00fdch farb\u00e1ch<\/p><\/div>\n
$\"\"$ <\/a>
V\u00edr nad ju\u017en\u00fdm p\u00f3lom Titanu<\/p><\/div>\n
V okol\u00ed p\u00f3lov mesiaca prevl\u00e1da da\u017ediv\u00e9, chladnej\u0161ie po\u010dasie, k\u00fdm pri rovn\u00edku s\u00fa such\u0161ie a relat\u00edvne teplej\u0161ie podmienky. Teplota, chemick\u00e9 zlo\u017eenie a charakter pr\u00fadenia atmosf\u00e9ry sa, podobne ako na Zemi, menia v z\u00e1vislosti od ro\u010dn\u00e9ho obdobia. Sonda Cassini po\u010das svojej, hoci viacn\u00e1sobne pred\u013a\u017eenej misie, nedok\u00e1zala mesiac sledova\u0165 cel\u00fd Saturnov rok (29,5 pozemsk\u00e9ho roka).<\/p>\n
Sonda Cassini objavila gigantick\u00fd oblak nad severn\u00fdm p\u00f3lom mesiaca. M\u00e1 priemer a\u017e 2 400 km a siaha po 60-tu rovnobe\u017eku. Je pravdepodobn\u00e9, \u017ee pr\u00e1ve z tohto oblaku pr\u0161ia uh\u013eovod\u00edky hromadiace sa v povrchov\u00fdch jazer\u00e1ch. Jeho existenciu predpokladali vedci e\u0161te predt\u00fdm, ne\u017e sa ho podarilo sonde odfotografova\u0165. Oblak existuje u\u017e nieko\u013eko rokov a vedci predpokladaj\u00fa, \u017ee v priebehu \u010fal\u0161ieho v\u00fdvinu sa bude pres\u00fava\u0165 do ju\u017en\u00fdch pol\u00e1rnych kon\u010d\u00edn. Mraky na Titane sa pohybuj\u00fa r\u00fdchlos\u0165ou okolo 1 m\/s. Nad ju\u017en\u00fdm p\u00f3lom mesiaca sa zase vytvoril pol\u00e1rny v\u00edr.<\/p>\n
Poloha oblakov a s nimi s\u00favisiacich jazier sa men\u00ed v priebehu sez\u00f3n \u2013 ro\u010dn\u00fdch obdob\u00ed, ktor\u00e9 trvaj\u00fa sedem pozemsk\u00fdch rokov. Po\u010das sez\u00f3n sa uh\u013eovod\u00edkov\u00e9 jazer\u00e1 striedavo vyparuj\u00fa a tvoria oblaky a op\u00e4\u0165 nap\u013a\u0148aj\u00fa zr\u00e1\u017ekami z oblakov. Hlavnou zlo\u017ekou t\u00fdchto da\u017e\u010fov je pod\u013ea spektrometra VIMS sondy Cassini et\u00e1n. Tieto zr\u00e1\u017eky s\u00fa v\u00e4\u010d\u0161inou mierne a pomerne r\u00fdchlo sa vyparia. V okol\u00ed severn\u00e9ho p\u00f3lu sa s\u00fastre\u010fuje sk\u00f4r met\u00e1n padaj\u00faci na povrch v podobe b\u00farok a met\u00e1nov\u00fdch zr\u00e1\u017eok.<\/p>\n
Na z\u00e1klade pozorovan\u00ed sondy Cassini v rokoch 2004 \u2013 2007 planetol\u00f3govia pri\u0161li k z\u00e1veru, \u017ee jeho oblaky sa tvoria a pohybuj\u00fa skoro rovnako ako oblaky na Zemi. To v\u0161ak vyvr\u00e1tili neskor\u0161ie pozorovania sondy Cassini, ktor\u00e9 nezaznamenali ani z\u010faleka dostato\u010dn\u00fa koncentr\u00e1ciu dikyanoacetyl\u00e9nu, l\u00e1tky, z ktorej sa oblaky skladaj\u00fa. Sonda zaznamenala v atmosf\u00e9re Titanu \u013eadov\u00e9 oblaky, na ktor\u00fdch skondenzovanie by bolo potrebn\u00e9 100-kr\u00e1t v\u00e4\u010d\u0161ie mno\u017estvo tejto chemik\u00e1lie. Podobn\u00fd v\u00fdsledok dal u\u017e detektor sondy Voyager 1, ktor\u00e1 okolo mesiaca preletela d\u00e1vno pred Cassinim, \u010do si ale vedci vysvet\u013eovali nedostato\u010dnou citlivos\u0165ou jej detektora. Ke\u010f ale rovnak\u00fd mechanizmus dal aj pr\u00edstroj CIRS sondy Cassini, vedci museli svoj n\u00e1zor na proces sp\u00f4sobuj\u00faci vznik oblakov na Titane prehodnoti\u0165. V\u00fdskumn\u00edci si to za\u010dali vysvet\u013eova\u0165 pomocou ch\u00e9mie pevn\u00fdch l\u00e1tok.<\/p>\n
V lete na ju\u017enej pologuli pozorovali mno\u017estvo oblakov, ktor\u00e9 navzdory o\u010dak\u00e1vaniam pretrvali aj do za\u010diatku jesene. Po\u010dasie na Titane tak pripom\u00edna pozemsk\u00e9 babie leto, aj ke\u010f mechanizmus jeho vzniku je \u00faplne in\u00fd. V okol\u00ed Titanov\u00fdch rovnodennost\u00ed sa nad rovn\u00edkom tvoria mas\u00edvne mraky, ktor\u00e9 prin\u00e1\u0161aj\u00fa siln\u00e9 met\u00e1nov\u00e9 da\u017ede. S\u00fa podobn\u00e9 monz\u00fanov\u00fdm da\u017e\u010fom na Zemi, ale vyskytuj\u00fa sa ove\u013ea zriedkavej\u0161ie \u2013 v priemerne menej ne\u017e raz za Saturnov rok. Tak\u00e9to siln\u00e9 pr\u00edvalov\u00e9 da\u017ede sa vyskytuj\u00fa okolo 60.-tej rovnobe\u017eky Titanu.<\/p>\n
Sonda Huygens po\u010das svojho zostupu zaregistrovala elektrick\u00e9 impulzy, ktor\u00e9 sa pova\u017euj\u00fa za d\u00f4sledky bleskov udieraj\u00facich medzi povrchom a spodnou hranicou ionosf\u00e9ry.<\/p>\n
V d\u00f4sledku r\u00fdchlej\u0161ej rot\u00e1cie atmosf\u00e9ry ne\u017e samotn\u00e9ho telesa dosahuj\u00fa vetry v stratosf\u00e9re Titanu r\u00fdchlosti a\u017e 700 km\/h. Tieto vetry s\u00fa preva\u017ene z\u00e1padn\u00e9. Naopak, pri povrchu prevl\u00e1da v\u00fdchodn\u00e9 pr\u00fadenie mal\u00fdmi r\u00fdchlos\u0165ami, asi 4 km\/h. V mieste prist\u00e1tia sondy Huygens vial vietor r\u00fdchlos\u0165ou iba 1 m\/s. Gravita\u010dn\u00e9 p\u00f4sobenie Saturna navy\u0161e vytv\u00e1ra v atmosf\u00e9re e\u0161te aj tzv. slapov\u00e9 vetry, ktor\u00e9 smeruj\u00fa k rovn\u00edku mesiaca.<\/p>\n
Pod\u013ea anal\u00fdzy \u00fadajov zo sondy Cassini od roku 2009 sa na Titanovom rovn\u00edku vyskytuj\u00fa siln\u00e9 prachov\u00e9 b\u00farky. S\u00fa tvoren\u00e9 \u010dasticami, ktor\u00e9 vietor vyzdvihuje z d\u00fan v t\u00fdchto oblastiach. Na infra\u010derven\u00fdch sn\u00edmkach zo sondy sa prejavovali ako zjasnenia. Ich vznik s\u00favis\u00ed so vznikom met\u00e1nov\u00fdch b\u00farok. Trvaj\u00fa od 11 hod\u00edn po p\u00e4\u0165 t\u00fd\u017ed\u0148ov.<\/p>\n
Povrch<\/h2>\n
$\"\"$ <\/a>
Povrch mesiaca Titan, ako ho nasn\u00edmala po prist\u00e1t\u00ed sonda Huygens<\/p><\/div>\n
$\"\"$ <\/a>
Mozaika 16 z\u00e1berov zo sondy Cassini zobrazuje oblas\u0165 Xanadu ako ve\u013ek\u00fa svetl\u00fa plochu v rovn\u00edkov\u00fdch oblastiach Titanu. Tmav\u00e1 oblas\u0165 na sn\u00edmke je pomenovan\u00e1 \u0160angri-La a mala by predstavova\u0165 plytk\u00e9 uh\u013eovod\u00edkov\u00e9 jazer\u00e1.<\/p><\/div>\n
$\"\"$ <\/a>
Prv\u00fd prijat\u00fd z\u00e1ber z prist\u00e1vaj\u00facej sondy Huygens ukazuje k\u013eukat\u00e9 rie\u010disk\u00e1<\/p><\/div>\n
Povrch Titanu je relat\u00edvne mlad\u00fd, \u010do sved\u010d\u00ed o komplexnej a neust\u00e1le prebiehaj\u00facej geologickej \u010dinnosti. Vek povrchu je ove\u013ea mlad\u0161\u00ed ako vek cel\u00e9ho mesiaca a jeho odhady sa pohybuj\u00fa v rozmedz\u00ed medzi 100 mili\u00f3nmi a\u017e jednou miliardou rokov. Infra\u010derven\u00fd prieskum povrchu uk\u00e1zal, \u017ee na povrchu mesiaca s\u00fa \u00fatvary, ktor\u00e9 sa interpretuj\u00fa ako moria, \u013eadovce a pevniny. Ide o jedin\u00fd zn\u00e1my mesiac s tak\u00fdmto rozmanit\u00fdm povrchom a jedin\u00fd zn\u00e1my mesiac s aspo\u0148 \u010diasto\u010dne kvapaln\u00fdm povrchom. Pod\u013ea \u00fadajov zo sondy Voyager 1 vedci predpokladaj\u00fa, \u017ee Titan je vybudovan\u00fd zrejme z rovnak\u00fdch dielov kremi\u010ditanov a molek\u00fal NH3.H2O a CH4.H2O. Povrchov\u00e9 teploty sa pohybuj\u00fa okolo \u2212179 \u00b0C (94 K). Zmena tepl\u00f4t v r\u00e1mci polohy na mesiaci je len nepatrn\u00e1, na p\u00f3loch kles\u00e1 iba o 2 K.<\/p>\n
Povrchov\u00e9 \u00fatvary<\/h3>\n
Pevn\u00fd povrch<\/h4>\n
E\u0161te pred misiou Cassini existovala te\u00f3ria, \u017ee cel\u00fd povrch Titanu by mohol pokr\u00fdva\u0165 glob\u00e1lny oce\u00e1n tvoren\u00fd kvapaln\u00fdmi uh\u013eovod\u00edkmi, \u010do sa v\u0161ak nepotvrdilo po prieskume sondou Huygens. T\u00e1 dosadla na pevn\u00fd povrch do materi\u00e1lu pripom\u00ednaj\u00facom piesok, no na rozdiel od pozemsk\u00e9ho piesku nie je tvoren\u00fd kreme\u0148om, ale \u013eadov\u00fdmi \u010dasticami. Zlo\u017eenie p\u00e1r nad povrchom mesiaca nazna\u010dovalo, \u017ee Huygens sa chystal dosadn\u00fa\u0165 na povrch premo\u010den\u00fd kvapaln\u00fdm met\u00e1nom, ten sa v\u0161ak pod vplyvom tepla z telesa sondy odparil. Tomu zodpoved\u00e1 aj skuto\u010dnos\u0165, \u017ee plynov\u00fd chromatograf a hmotnostn\u00fd spektrometer na palube sondy zaznamenali zv\u00fd\u0161enie koncentr\u00e1cie met\u00e1nu v okolitom ovzdu\u0161\u00ed zo zvy\u010dajn\u00fdch 5 % na 30 %. Povrch obsahoval aj in\u00e9 organick\u00e9 zl\u00fa\u010deniny, ktor\u00e9 v\u0161ak neboli detekovan\u00e9 v atmosf\u00e9re. Kvapaln\u00e9 uh\u013eovod\u00edky sa na Titane nach\u00e1dzaj\u00fa, ale s\u00fa situovan\u00e9 v jazer\u00e1ch a\u017e moriach preru\u0161ovan\u00fdch \u013eadovou pevninou, na ktorej s\u00fa pohoria.<\/p>\n
V roku 2006 sonda Cassini objavila zatia\u013e najvy\u0161\u0161ie horstvo pokryt\u00e9 vrstvami organick\u00e9ho materi\u00e1lu a zahalen\u00e9 do oblakov. Pohorie je asi 150 km dlh\u00e9, 30 km \u0161irok\u00e9 a vysok\u00e9 okolo 1 500 metrov. Na jeho vrchole le\u017e\u00ed svetl\u00fd materi\u00e1l zo zmrznut\u00fdch uh\u013eovod\u00edkov, pravdepodobne met\u00e1nu. D\u00e1 sa predpoklada\u0165, \u017ee pohorie sa vytvorilo vr\u00e1snen\u00edm podobne ako pohoria na Zemi. Na \u010fal\u0161\u00edch obr\u00e1zkoch z posledn\u00e9ho (25. november) preletu sa objavili dlh\u00e9 horsk\u00e9 p\u00e1sma, duny a n\u00e1nosy materi\u00e1lu pripom\u00ednaj\u00face l\u00e1vov\u00e9 rieky. Duny sa skladaj\u00fa zo zrniek piesku z organick\u00fdch zl\u00fa\u010den\u00edn (benz\u00e9n, naftal\u00e9n a fenantr\u00e9n, ktor\u00e9 vznikli p\u00f4soben\u00edm kozmick\u00e9ho \u017eiarenia na chladn\u00fd acetyl\u00e9nov\u00fd \u013ead. Pod\u013ea R. Lorenza je dunami pokryt\u00fdch 20 % povrchu mesiaca. Ich zvy\u010dajn\u00e1 v\u00fd\u0161ka je okolo 100 metrov, \u0161\u00edrka 1 km a d\u013a\u017eka a\u017e stovky kilometrov. D\u00f4sledkom prachov\u00fdch b\u00farok sa duny pravdepodobne menia. Objav najvy\u0161\u0161ieho vrchu na Titane, ktor\u00fd sa nach\u00e1dza v pohor\u00ed Mithrim Montes, ozn\u00e1mil t\u00edm sondy Cassini v roku 2016. Jeho vrchol sa t\u00fd\u010di a\u017e do v\u00fd\u0161ky 3 337 m.<\/p>\n
Mesiac obsahuje aj kryovulk\u00e1ny, ktor\u00e9 produkuj\u00fa met\u00e1n nahr\u00e1dzaj\u00faci v atmosf\u00e9re met\u00e1n rozlo\u017een\u00fd ultrafialov\u00fdm \u017eiaren\u00edm.<\/p>\n
Kr\u00e1tery<\/strong><\/p>\n
Do roku 2010 bolo s istotou zn\u00e1mych iba p\u00e4\u0165 impaktn\u00fdch kr\u00e1terov na povrchu mesiaca. \u010eal\u0161\u00edch 44 zn\u00e1mych je v\u0161ak tie\u017e ve\u013emi pravdepodobne impaktn\u00e9ho p\u00f4vodu. Star\u0161ie zn\u00e1me kr\u00e1tery s\u00fa silne erodovan\u00e9, zaplaven\u00e9 uh\u013eovod\u00edkmi alebo pochovan\u00e9 v pieso\u010dn\u00fdch dun\u00e1ch. Najv\u00e4\u010d\u0161\u00ed kr\u00e1ter na Titane je Menrva s priemerom 425 km. Hust\u00e1 atmosf\u00e9ra, v ktorej mnoh\u00e9 teles\u00e1 zhoria, sa zasl\u00fa\u017eila o to, \u017ee kr\u00e1terov je menej ne\u017e na porovnate\u013en\u00fdch teles\u00e1ch slne\u010dnej s\u00fastavy. Druh\u00fdm d\u00f4vodov mal\u00e9ho mno\u017estva impaktn\u00fdch kr\u00e1terov je prebiehaj\u00faca er\u00f3zia, ktor\u00e1, podobne ako na Zemi, tieto \u00fatvary \u010dasom zahladzuje. K\u00fdm kr\u00e1tery v okol\u00ed Titanovho rovn\u00edka s\u00fa kompletne pokryt\u00e9 organick\u00fdmi l\u00e1tkami, tie \u010falej od rovn\u00edka pokr\u00fdva zmes organick\u00fdch l\u00e1tok, vodn\u00e9ho \u013eadu a mal\u00e9ho mno\u017estva stuhnut\u00e9ho met\u00e1nu. Vysvetlen\u00edm je, \u017ee kr\u00e1tery vo vy\u0161\u0161\u00edch \u0161\u00edrkach obm\u00fdva met\u00e1nov\u00fd d\u00e1\u017e\u010f, k\u00fdm tie v ni\u017e\u0161\u00edch \u0161\u00edrkach sa pokr\u00fdvaj\u00fa pieso\u010dn\u00fdmi sedimentami. Pozornos\u0165 vzbudzuje impaktn\u00fd kr\u00e1ter Selk, u ktor\u00e9ho k o\u010dak\u00e1van\u00e9mu obm\u00fdvaniu met\u00e1nov\u00fdm da\u017e\u010fom nedoch\u00e1dza. \u010eal\u0161ie v\u00e4\u010d\u0161ie kr\u00e1tery na Titane s\u00fa Sinlap s priemerom 80 km a Ksa s priemerom 30 km.<\/p>\n
Zr\u00e1\u017eky modeluj\u00fa Titanov povrch aj inak. Radarov\u00e9 pozorovania sondou Cassini na\u0161li aluvi\u00e1lne, \u010di\u017ee n\u00e1plavov\u00e9 ku\u017eele. Tieto k\u00f3nick\u00e9 \u00fatvary s\u00fa tvoren\u00e9 sedimentmi, ktor\u00e9 naplavili pr\u00edvalov\u00e9 da\u017ede. Nach\u00e1dzaj\u00fa sa najm\u00e4 v oblastiach medzi 50.-tou a 80.-tou rovnobe\u017ekou mesiaca.<\/p>\n
Kvapaln\u00fd povrch<\/h4>\n
Jazer\u00e1 a moria<\/strong><\/p>\n
Kvapalina pokr\u00fdva pribli\u017ene 2 % povrchu Titanu. Koncom j\u00fala 2008 odborn\u00edci definit\u00edvne potvrdili, \u017ee na povrchu Titanu sa nach\u00e1dza jazero tvoren\u00e9 et\u00e1nom. Existencia jazier tekut\u00fdch uh\u013eovod\u00edkov na povrchu Titanu sa predpokladala u\u017e d\u00e1vno. Prv\u00e9 objaven\u00e9 jazero le\u017e\u00ed v bl\u00edzkosti ju\u017en\u00e9ho p\u00f3lu a jeho hladina pokr\u00fdva plochu pod\u013ea r\u00f4znych zdrojov od 15 000 km\u00b2 po 20 000 km\u00b2. Je o nie\u010do v\u00e4\u010d\u0161ie ako jazero Ont\u00e1rio, pod\u013ea ktor\u00e9ho dostalo aj meno. Et\u00e1n vyp\u013a\u0148aj\u00faci jazero vznikol p\u00f4soben\u00edm ultrafialov\u00e9ho \u017eiarenia na molekuly met\u00e1nu. Odparovan\u00edm z jazier, riek a mor\u00ed sa zrejme dop\u013a\u0148aj\u00fa uh\u013eovod\u00edky v atmosf\u00e9re. Je to jedin\u00e9 ve\u013ek\u00e9 jazero ju\u017enej pologule.<\/p>\n
Radar sondy Cassini objavil \u010fal\u0161ie potenci\u00e1lne jazer\u00e1 a moria. V okol\u00ed severn\u00e9ho p\u00f3lu mesiaca sa nach\u00e1dzaj\u00fa a\u017e tri ve\u013ek\u00e9 jazer\u00e1. Najv\u00e4\u010d\u0161ia objaven\u00e1 tmav\u00e1 oblas\u0165 m\u00e1 rozlohu a\u017e 400 000 km\u00b2, \u010di\u017ee len o m\u00e1lo men\u0161iu ako Kaspick\u00e9 more. Dostala pomenovanie Kraken Mare. Dosahuje maxim\u00e1lnu h\u013abku najmenej 300 metrov a pravdepodobne zah\u0155\u0148a prinajmen\u0161om 80 % uh\u013eovod\u00edkov na povrchu telesa. Na jeho severnom okraji sa nach\u00e1dza z\u00e1liv Moray Sinus, do ktor\u00e9ho \u00fasti rieka. V tejto oblasti bol nameran\u00fd zv\u00fd\u0161en\u00fd v\u00fdskyt met\u00e1nu oproti samotn\u00e9mu met\u00e1novo-et\u00e1nov\u00e9mu moru. \u010eal\u0161\u00edm ve\u013ek\u00fdm kvapaln\u00fdm \u00fatvarom na severnej pologuli, druh\u00fdm najv\u00e4\u010d\u0161\u00edm jazerom Titanu, je Ligeia Mare, s rozmermi 420 x 350 km. Jeho hlavnou zlo\u017ekou je met\u00e1n. Pod\u013ea \u00fadajov z roku 2013 m\u00e1 h\u013abku vy\u0161e 160 metrov. Materi\u00e1l jeho pobre\u017en\u00fdch l\u00edni\u00ed je zrejme priepustn\u00fd a podm\u00e1\u010dan\u00fd uh\u013eovod\u00edkmi. Vedci z Cornell University to usudzuj\u00fa na z\u00e1klade toho, \u017ee s pr\u00edchodom jari do tejto oblasti sa okolit\u00fd ter\u00e9n nezahrieval v\u00fdrazne r\u00fdchlej\u0161ie ne\u017e samotn\u00e9 more, ako by to bolo v pr\u00edpade jazera na Zemi.<\/p>\n
Mal\u00fdch jazier v okol\u00ed severn\u00e9ho p\u00f3lu bola v roku 2012 zn\u00e1ma viac ako stovka. Sonda Cassini objavila mal\u00e9 jazer\u00e1 so strm\u00fdmi a hlbok\u00fdmi brehmi. V roku 2019 bol vytvoren\u00fd model a hypot\u00e9za, ktor\u00e1 tvrd\u00ed, \u017ee tieto jazer\u00e1 vznikli v\u00fdbuchom nahromaden\u00e9ho dus\u00edka.<\/p>\n
Ju\u017en\u00e1 pologu\u013ea je v s\u00fa\u010dasnej dobe na jazer\u00e1 chudobnej\u0161ia. Prv\u00e9 objaven\u00e9 z nich, Ontario Lacus, sa rozprestiera okolo ju\u017en\u00e9ho p\u00f3lu. M\u00e1 rozmery 235 x 80 km a jeho existencia bola zn\u00e1ma u\u017e nieko\u013eko rokov predt\u00fdm, ako po zlo\u017een\u00ed sn\u00edmok sondy Cassini z rokov 2009 a 2010 pri\u0161lo potvrdenie, \u017ee ide naozaj o uh\u013eovod\u00edkov\u00e9 jazero. Jeho h\u013abka v\u0161ak dosahuje nanajv\u00fd\u0161 10 metrov. V d\u00e1vnej minulosti bolo ove\u013ea v\u00e4\u010d\u0161\u00edm a hlb\u0161\u00edm morom. V niektor\u00fdch moriach sa na\u0161li tie\u017e polostrovy a ostrovy.<\/p>\n
Predpoklad\u00e1 sa, \u017ee tieto jazer\u00e1 a moria kvapaln\u00fdch uh\u013eovod\u00edkov s\u00fa z\u00e1sob\u00e1rne pre uh\u013eovod\u00edky v atmosf\u00e9re. Celkov\u00e9 predpokladan\u00e9 mno\u017estvo kvapaln\u00fdch uh\u013eovod\u00edkov na Titane minim\u00e1lne stokr\u00e1t prevy\u0161uje v\u0161etky zn\u00e1me z\u00e1soby ropy a zemn\u00e9ho plynu na Zemi. Tieto tekut\u00e9 plochy podliehaj\u00fa sez\u00f3nnym zmen\u00e1m. Ako sa bl\u00ed\u017eilo pre severn\u00fa pologu\u013eu Titanu zatia\u013e posledn\u00e9 leto, sonda Cassini pozorovala, \u017ee jej jazer\u00e1 sa zap\u013a\u0148aj\u00fa uh\u013eovod\u00edkmi. Naproti tomu rozloha jazier v bl\u00edzkosti ju\u017en\u00e9ho p\u00f3lu sa medzi rokmi 2005 a\u017e 2009 zmen\u0161ila.<\/p>\n
Na hladin\u00e1ch t\u00fdchto jazier pl\u00e1vaj\u00fa kryhy zmrznut\u00e9ho met\u00e1nu a et\u00e1nu. Umo\u017e\u0148uj\u00fa im to plynn\u00e9 bublinky v nich obsiahnut\u00e9. Radar sondy Cassini zaznamenal na met\u00e1novom mori aj vlny. S\u00fa v\u0161ak oproti vln\u00e1m na pozemsk\u00fdch vodn\u00fdch ploch\u00e1ch ve\u013emi mal\u00e9, len 1,5 cm vysok\u00e9.<\/p>\n
Ako vypl\u00fdva z predo\u0161l\u00fdch inform\u00e1ci\u00ed, jazer\u00e1 a moria na Titane s\u00fa ve\u013emi plytk\u00e9. Ich h\u013abka je 10-kr\u00e1t men\u0161ia oproti ter\u00e9nnym \u00fatvarom, ne\u017e je tomu na Zemi. Z\u00e1rove\u0148 je mo\u017en\u00e9, \u017ee mno\u017estvo ve\u013emi plytk\u00fdch jazier nebolo zachyten\u00fdch, preto\u017ee na to, aby ich sonda Cassini svojim radarom zaznamenala, je potrebn\u00e9, aby mali h\u013abku aspo\u0148 10 metrov. V opa\u010dnom pr\u00edpade radar reaguje u\u017e na ich dn\u00e1.<\/p>\n
Rieky<\/strong><\/p>\n
Do viacer\u00fdch jazier na Titane \u00fastia rieky. Radar sondy Cassini zaznamenal na severnej pologuli 400-kilometrov\u00fd tok vlievaj\u00faci sa do Kraken Mare, pod\u013ea in\u00e9ho zdroja do Ligeia Mare. Je najdlh\u0161ou zn\u00e1mou riekou na Titane. V \u010dase expoz\u00edcie n\u00edm pretekal tmav\u00fd met\u00e1n alebo et\u00e1n. Je to \u010fal\u0161\u00ed d\u00f4kaz toho, \u017ee na Titane existuje kolobeh uh\u013eovod\u00edkov a tie\u017e n\u00e1znak tektonickej aktivity, preto\u017ee geol\u00f3govia t\u00edmu Cassini prip\u00fa\u0161\u0165aj\u00fa, \u017ee rieky pretekaj\u00fa tektonick\u00fdmi trhlinami. Niektor\u00e9 rie\u010dne kan\u00e1ly s\u00fa pozoruhodne rovn\u00e9, \u010do by mohlo nazna\u010dova\u0165 existenciu podpovrchov\u00fdch zlomov.<\/p>\n
Vn\u00fatorn\u00e9 zlo\u017eenie<\/h2>\n
Na z\u00e1klade obehu a rot\u00e1cie telesa, ako aj r\u00e1diov\u00fdch meran\u00ed sondy Cassini po\u010das bl\u00edzkych preletov, Rose-Marie Balandov\u00e1 z Kr\u00e1\u013eovsk\u00e9ho observat\u00f3ria v Bruseli predpoklad\u00e1, \u017ee vn\u00fatro Titanu je rozdelen\u00e9 na jadro, pl\u00e1\u0161\u0165 a k\u00f4ru. Hr\u00fabka t\u00fdchto vrstiev sa e\u0161te upres\u0148uje, ale predbe\u017ene je odhadovan\u00e1 na 50 \u2013 200 km u k\u00f4ry, 5 \u2013 425 u oce\u00e1nu. Jadro je diferencovan\u00e9 iba \u010diasto\u010dne. Krem\u00edkov\u00e9 jadro s priemerom okolo 3 400 km pravdepodobne oba\u013euje nieko\u013eko vrstiev zlo\u017een\u00fdch najm\u00e4 z vodn\u00e9ho \u013eadu r\u00f4znej kry\u0161talickej \u0161trukt\u00fary. Titan je pr\u00edli\u0161 mal\u00fd, aby s\u00e1m dok\u00e1zal generova\u0165 teplo vo svojom jadre. Napriek tomu jadro mo\u017eno e\u0161te udr\u017eiava hor\u00fa\u010davu od d\u00f4b vzniku, alebo je zahrievan\u00e9 slapov\u00fdmi silami Saturnu. V takom pr\u00edpade sa m\u00f4\u017ee medzi hor\u00facim jadrom a \u013eadovou k\u00f4rou na povrchu nach\u00e1dza\u0165 tekut\u00e1 vrstva tvoren\u00e1 chladnou slanou vodou s malou pr\u00edmesou amoniaku (\u010dpavku), s\u00edry, dus\u00edka a v\u00e1pnika. To potvrdzuj\u00fa aj odrazy r\u00e1diov\u00fdch sign\u00e1lov. Existenciu takejto vrstvy podporuje aj objavenie vulkanickej \u010dinnosti (tzv. kryovulkanizmus) na Titane. Pod\u013ea J. Mitchella je \u010fal\u0161\u00edm d\u00f4kazom podpovrchov\u00e9ho oce\u00e1nu na Titanu kol\u00edsanie r\u00fdchlosti jeho rot\u00e1cie. Tekutina toti\u017e zni\u017euje moment zotrva\u010dnosti jeho povrchu.<\/p>\n
$\"\"$ <\/a>
Jedna z predst\u00e1v o vn\u00fatornom zlo\u017een\u00ed Titanu<\/p><\/div>\n
Pod\u013ea te\u00f3rie publikovanej v roku 2008 na str\u00e1nkach \u010dasopisu Science sa k\u00f4ra Titanu pohybuje nez\u00e1visle od podpovrchov\u00fdch vrstiev. Pod k\u00f4rou by sa toti\u017e mal vyskytova\u0165 glob\u00e1lny oce\u00e1n tvoren\u00fd vodou a amoniakom. Tento oce\u00e1n sa mus\u00ed nach\u00e1dza\u0165 v h\u013abkach pod 100 km, preto\u017ee ak by sa nach\u00e1dzal bli\u017e\u0161ie k povrchu, tak by pri dopade telesa, ktor\u00e9 vytvorilo obrovsk\u00fd impaktn\u00fd \u00fatvar Menvra, do\u0161lo k prelomeniu k\u00f4ry.<\/p>\n
Sonda Cassini zistila, \u017ee gravita\u010dn\u00e9 pole Titanu sa nespr\u00e1va pod\u013ea o\u010dak\u00e1van\u00ed. Pri prelete nad topografick\u00fdmi vyv\u00fd\u0161eninami, nad pohoriami, zaznamenala nepatrn\u00e9 zn\u00ed\u017eenie gravita\u010dnej sily, a nie zv\u00fd\u0161enie, ako sa o\u010dak\u00e1valo. Autori te\u00f3rie publikovanej 28. augusta 2013 to vysvet\u013euj\u00fa t\u00fdm, \u017ee pod pohoriami na Titane m\u00f4\u017eu by\u0165 hlboko siahaj\u00face \u013eadov\u00e9 „korene“ obklopen\u00e9 vodn\u00fdm oce\u00e1nom. Ke\u010f\u017ee \u013ead m\u00e1 ni\u017e\u0161iu hustotu ako voda, kompenzuje hmotnos\u0165 hory a preto je gravit\u00e1cia na t\u00fdchto miestach oslaben\u00e1.<\/p>\n
Inform\u00e1cie zo sondy Cassini v\u0161ak prip\u00fa\u0161\u0165aj\u00fa aj mo\u017enos\u0165, \u017ee vn\u00fatro mesiaca nie je rozdelen\u00e9 na spom\u00ednan\u00e9 vrstvy a tvor\u00ed ho homog\u00e9nna zmes vody, \u013eadu a sk\u00e1l. Tomuto zodpovedaj\u00fa \u00fadaje gravita\u010dnej mapy mesiaca.<\/p>\n
Pozorovanie zo Zeme<\/h2>\n
Titan je nielen najv\u00e4\u010d\u0161\u00ed, ale aj najjasnej\u0161\u00ed a naj\u013eah\u0161ie pozorovate\u013en\u00fd Saturnov mesiac. Jeho zdanliv\u00e1 hviezdna ve\u013ekos\u0165 sa men\u00ed v z\u00e1vislosti od aspektu plan\u00e9ty Saturn, v najv\u00e4\u010d\u0161om pribl\u00ed\u017een\u00ed k Zemi (v opoz\u00edcii) dosahuje 8,3 magnit\u00fad. Hoci ho, rovnako ako \u017eiadny in\u00fd mesiac slne\u010dnej s\u00fastavy s v\u00fdnimkou pozemsk\u00e9ho, nevidie\u0165 vo\u013en\u00fdm okom, d\u00e1 sa dobre pozorova\u0165 u\u017e mal\u00fdm \u010falekoh\u013eadom. Od Saturna sa vz\u010fa\u013euje a\u017e na 20 jeho polomerov. Kv\u00f4li neprieh\u013eadnej atmosf\u00e9re v\u0161ak zo Zeme nemo\u017eno na jeho povrchu pozorova\u0165 \u017eiadne detaily.<\/p>\n
V\u00fdskum<\/h2>\n
V\u00fdskum Titanu pom\u00e1ha lep\u0161ie pochopi\u0165 nielen deje prebiehaj\u00face na tomto mesiaci, ale aj deje na Zemi, s ktorou m\u00e1 mnoho podobnost\u00ed. \u0160t\u00fadium vz\u0165ahov medzi da\u017e\u010fov\u00fdmi zr\u00e1\u017ekami a povrchom Titanu m\u00f4\u017ee vies\u0165 k nov\u00fdm poh\u013eadom na klimatick\u00e9 zmeny na Zemi. Atmosf\u00e9ra Titanu zase lep\u0161ie pom\u00e1ha pochopi\u0165 p\u00f4vodn\u00fa atmosf\u00e9ru Zeme v \u010dase, ke\u010f na nej vznikal \u017eivot.<\/p>\n
V\u00fdskum zo Zeme a jej okolia<\/h3>\n
Titan objavil Christiaan Huygens v roku 1655 ako \u0161iesty zn\u00e1my mesiac v slne\u010dnej s\u00fastave. Ur\u010dil aj jeho obe\u017en\u00fa dr\u00e1hu a dobu obehu. Prv\u00e9 poznatky o jeho atmosf\u00e9re pri\u0161li sk\u00faman\u00edm Titanovho spektra, o jeho povrchu sa v\u0161ak a\u017e do v\u00fdskumu sondami nevedelo ni\u010d. Hoci pozorovania ve\u013ek\u00fdmi pozemsk\u00fdmi \u010falekoh\u013eadmi uk\u00e1zali v rovn\u00edkov\u00fdch oblastiach tmav\u00e9 plochy, pova\u017eovali sa za moria uh\u013eovod\u00edkov. No v\u00fdskumy sondou Cassini uk\u00e1zali, \u017ee pozorovan\u00e1 oblas\u0165 je v skuto\u010dnosti such\u00e1 a moria kvapaln\u00fdch uh\u013eovod\u00edkov sa nach\u00e1dzaj\u00fa sk\u00f4r v okol\u00ed p\u00f3lov mesiaca ako na rovn\u00edku.<\/p>\n
\u010eal\u0161ie inform\u00e1cie priniesli z\u00e1kryty hviezd Titanom. Hviezdy, pred ktor\u00fdmi Titan pri poh\u013eade zo Zeme prech\u00e1dza, „zhas\u00ednaj\u00fa“ postupne, ako ich prekr\u00fdvaj\u00fa \u010doraz hustej\u0161ie vrstvy jeho atmosf\u00e9ry. Tak\u00fdmto sp\u00f4sobom do\u0161lo v roku 2003 k objavu pr\u00fadenia podobn\u00e9ho tryskov\u00e9mu pr\u00fadeniu v zemskej atmosf\u00e9re.<\/p>\n
$\"\"$ <\/a>
Oblaky na Titane na sn\u00edmkach Vesm\u00edrneho \u010falekoh\u013eadu Jamesa Webba<\/p><\/div>\n
Pokrok v pozemsk\u00fdch pozorovaniach nastal pomocou Hubblovho vesm\u00edrneho \u010falekoh\u013eadu<\/a>. Ten sn\u00edmal Titan v infra\u010dervenom spektre, ktor\u00e9 zemsk\u00e1 atmosf\u00e9ra takmer neprep\u00fa\u0161\u0165a. Na vlnov\u00fdch d\u013a\u017ekach 940 nanometrov je atmosf\u00e9ra Titanu \u010diasto\u010dne prieh\u013eadn\u00e1, ale len po 40.-ty stupe\u0148 severnej a ju\u017enej \u0161\u00edrky. V\u00fdsledkom pozorovan\u00ed bolo objavenie svetlej oblasti Xanadu ve\u013ekosti Austr\u00e1lie. Ide o neobvykle hornat\u00fa lokalitu. Pozorovania Hubblov\u00fdm \u010falekoh\u013eadom priniesli aj objav inej, pre zmenu tmavej oblasti, ktor\u00e1 sa nach\u00e1dza na strane odvr\u00e1tenej od Saturna.<\/p>\n
Na jar 2008 pozorovali Titan spolo\u010dne Spitzerov vesm\u00edrny \u010falekoh\u013ead a teleskopy Gemini N a IRTF na Havaji, oboje v infra\u010dervenej oblasti spektra. Na 15\u00b0 ju\u017enej \u0161\u00edrky mesiaca zaznamenali hurik\u00e1n.<\/p>\n
R\u00e1dioteleskopy ALMA (Atacama Large Millimeter\/submillimeter Array) v Chile na\u0161li v roku 2017 d\u00f4kazy o tom, \u017ee v atmosf\u00e9re Titanu sa vyskytuje l\u00e1tka akrylonitril. Jeho koncentr\u00e1cie dosahuj\u00fa a\u017e 1,9 \u2013 2,8 molek\u00fal na miliardu ostatn\u00fdch l\u00e1tok. Tento objav podporil \u0161pekul\u00e1cie o \u017eivote na Titane, ktor\u00fd by fungoval na \u00faplne inom biochemickom princ\u00edpe ako pozemsk\u00fd (pozri ni\u017e\u0161ie).<\/p>\n
Od 5. novembra 2022 sa za\u010dali zverej\u0148ova\u0165 sn\u00edmky Titanu z najv\u00e4\u010d\u0161ieho kozmick\u00e9ho \u010falekoh\u013eadu \u2013 Vesm\u00edrneho \u010falekoh\u013eadu Jamesa Webba. Tento infra\u010derven\u00fd \u010falekoh\u013ead sa pou\u017e\u00edva aj na prieskum atmosf\u00e9ry a kl\u00edmy Titanu. U\u017e prv\u00e9 sn\u00edmky uk\u00e1zali dvojicu oblakov, ktor\u00e1 bola dva roky predt\u00fdm pozorovan\u00e1 Keckov\u00fdmmi teleskopmi. Do prieskumu Titanu bola zapojen\u00e1 aj misia Infrared Space Observatory, ktor\u00e1 pom\u00e1hala sledova\u0165 ro\u010dn\u00e9 obdobia na \u0148om.<\/p>\n
V\u00fdskum sondami<\/h3>\n
Titan bol najprv sk\u00faman\u00fd sondami Pioneer 11, Voyager 1 a Voyager 2. V\u0161etky tri menovan\u00e9 sondy ale okolo neho len preleteli a navy\u0161e nedok\u00e1zali svojimi pr\u00edstrojmi prenikn\u00fa\u0165 cez jeho atmosf\u00e9ru. Najviac poznatkov z trojice preletov\u00fdch sond priniesla Voyager 1, ktor\u00e1 sa 12. novembra 1980 k nemu pribl\u00ed\u017eila na minim\u00e1lnu vzdialenos\u0165 5000 km. Pri r\u00e1diovom z\u00e1kryte za mesiac zmerala jeho polomer, gravita\u010dn\u00fd \u00fa\u010dinok na sondu pomohol ur\u010di\u0165 jeho hmotnos\u0165 a z nej odvoden\u00fa hustotu mesiaca. Oba Voyagery po\u010das z\u00e1krytu Slnka Titanom pomohli presk\u00fama\u0165 horn\u00e9 vrstvy jeho atmosf\u00e9ry. Sond\u00e1m sa tie\u017e podarilo ur\u010di\u0165 teplotu a tlak na povrchu mesiaca.<\/p>\n
Cassini-Huygens<\/h4>\n
V rokoch 2004 \u2013 2017 prebiehal v\u00fdskum prostredn\u00edctvom misie Cassini-Huygens. Cassini bola sonda na obe\u017enej dr\u00e1he okolo Saturna a Huygens je prist\u00e1vacie puzdro, ktor\u00e9 priletelo k Saturnu v spojen\u00ed so sondou Cassini. Jeho \u00falohou bolo dosadn\u00fa\u0165 na povrchu Titanu a malo sa to podari\u0165 aj v pr\u00edpade, \u017ee by dosadol na kvapaln\u00fd povrch, aj v pr\u00edpade dosadnutia na pevninu. Sonda Cassini zostala obieha\u0165 okolo Saturna, ale po\u010das misie mnohokr\u00e1t bl\u00edzko preletela okolo tohto mesiaca. Zaznamen\u00e1vala sez\u00f3nne zmeny na Titane po\u010das cel\u00e9ho jeho „polroka“ odvoden\u00e9ho od obe\u017enej doby Saturna okolo Slnka. \u0160tudovala postupn\u00fa premenu mesiaca od zimy na jeho severnej pologuli a\u017e po jej leto.<\/p>\n
Prieskum v rokoch 2004 \u2013 2005<\/strong><\/p>\n
Sonda Cassini bola naveden\u00e1 na obe\u017en\u00fa dr\u00e1hu Saturna 1. j\u00fala 2004 a 2. j\u00fala sa sonda po prv\u00fdkr\u00e1t pribl\u00ed\u017eila k Titanu. Preletela okolo neho vo vzdialenosti 339 000 km, nesk\u00f4r v\u0161ak absolvovala mno\u017estvo \u010fal\u0161\u00edch a tesnej\u0161\u00edch pribl\u00ed\u017een\u00ed. Prelety sondy okolo mesiaca sa delia na tzv. cielen\u00e9, kv\u00f4li ktor\u00fdm musela vykona\u0165 motorick\u00e9 man\u00e9vre, a necielen\u00e9, pri ktor\u00fdch dr\u00e1ha sondy n\u00e1hodne viedla v bl\u00edzkosti Titanu. Cielen\u00e9 prelety prebiehali vo vzdialenosti r\u00e1dovo nieko\u013eko m\u00e1lo tis\u00edc kilometrov od mesiaca, alebo aj menej, minim\u00e1lna vzdialenos\u0165 pri necielen\u00fdch preletoch sa pohybovala r\u00e1dovo v st\u00e1tis\u00edcoch kilometrov. Pozorovania mesiaca prebiehali niekedy aj zo vzdialenost\u00ed r\u00e1dovo mili\u00f3nov kilometrov.<\/p>\n
26. okt\u00f3bra minula sonda Cassini mesiac vo vzdialenosti 1 176 km. Na Zem pri\u0161li prv\u00e9 detailn\u00e9 sn\u00edmky, spektr\u00e1 a radarov\u00e9 \u00fadaje. 19. novembra sa uskuto\u010dnila kontrola pripravenosti na uvo\u013enenie puzdra Huygens, ktor\u00e9 sa malo odpoji\u0165 od sondy a samostatne prist\u00e1\u0165 na povrchu mesiaca. Prist\u00e1vanie na Titane je jednoduch\u0161ie ako na Marse. M\u00e1 slab\u0161iu gravit\u00e1ciu a pritom hustej\u0161iu atmosf\u00e9ru ako Mars, preto sondu Huygens a potenci\u00e1lne \u010fal\u0161ie sondy v bud\u00facnosti sta\u010d\u00ed zabrzdi\u0165 najprv tren\u00edm o atmosf\u00e9ru a n\u00e1sledne pad\u00e1kmi.<\/p>\n
23. novembra prebehla posledn\u00e1 previerka puzdra Huygens. 13. decembra sa uskuto\u010dnil \u010fal\u0161\u00ed prelet okolo Titanu s najv\u00e4\u010d\u0161\u00edm pribl\u00ed\u017een\u00edm 1 200 km.<\/p>\n
$\"\"$ <\/a>
Umeleck\u00e1 predstava o prist\u00e1van\u00ed sondy Huygens na povrchu Titanu<\/p><\/div>\n
D\u0148a 25. decembra 2004 sa od sondy Cassini oddelila sonda Huygens. Modul za\u010dal trojt\u00fd\u017ed\u0148ov\u00fa samostatn\u00fa cestu. 28. decembra sonda Cassini previedla \u00fahybn\u00fd man\u00e9ver, ktor\u00fd jej zaistil tret\u00ed prelet okolo Titanu, tentoraz vo vzdialenosti 60 000 km.<\/p>\n
V piatok 14. janu\u00e1ra 2005 na povrchu Titanu hladko prist\u00e1l Huygens. Ide o dosia\u013e najvzdialenej\u0161ie prist\u00e1tie umelej sondy v dejin\u00e1ch, oper\u00e1cia prebiehala takmer 10 astronomick\u00fdch jednotiek od Zeme. Po\u010das dva a pol hodiny trvaj\u00faceho klesania sonda merala atmosf\u00e9ru, obla\u010dnos\u0165, tlak, r\u00fdchlos\u0165 vetra, a robila sn\u00edmky povrchu. Prv\u00e1 sn\u00edmka z Huygensu zachyt\u00e1vaj\u00faca krajinu z v\u00fd\u0161ky asi 16 km, na ktorej vynik\u00e1 s\u00fastava tmav\u00fdch k\u013eukat\u00fdch ka\u0148onov pripom\u00ednaj\u00facich rie\u010dne meandre, bola predstaven\u00e1 e\u0161te v de\u0148 prist\u00e1tia. Puzdro dosadlo na s\u00faradniciach 192,3\u00b0 z\u00e1padnej d\u013a\u017eky, 10,3\u00b0 ju\u017enej \u0161\u00edrky. Fungovalo na povrchu mesiaca nieko\u013eko hod\u00edn, k\u00fdm mu nedo\u0161li bat\u00e9rie. Niektor\u00e9 \u00fadaje zo sondy v\u0161ak boli vinou chyby v po\u010d\u00edta\u010dovom programe straten\u00e9.<\/p>\n
Po\u010das preletu 15. febru\u00e1ra 2005, kedy sonda Cassini minula Titan vo vzdialenosti 1 577 km, kamery sondy a \u010fal\u0161ie vedeck\u00e9 pr\u00edstroje za\u010dali jeho podrobn\u00fd v\u00fdskum. Na z\u00edskan\u00fdch sn\u00edmkach boli po prv\u00fdkr\u00e1t objaven\u00e9 impaktn\u00e9 kr\u00e1tery na Titane. Po\u010das tohto \u0161tvrt\u00e9ho cielen\u00e9ho preletu sa vykon\u00e1valo meranie vy\u017earovania ovzdu\u0161ia v emisn\u00fdch \u010diarach dus\u00edka a uhl\u00edka, z\u00edskavali sa \u010fal\u0161ie detailn\u00e9 sn\u00edmky povrchov\u00fdch \u00fatvarov, pr\u00edstroj VIMS pozoroval v\u00fdvoj obla\u010dnosti a \u010fal\u0161\u00edch prechodn\u00fdch javov, sk\u00famali sa parametre plazmy v okol\u00ed mesiaca, elektr\u00f3nov\u00e1 teplota, interakcia medzi magnetosf\u00e9rou a ionosf\u00e9rou a h\u013eadali sa b\u00farkov\u00e9 javy. 16. apr\u00edla 2005 bol po prv\u00fdkr\u00e1t pou\u017eit\u00fd spektrometer INMS, ktor\u00fd zmeral hustotu neutr\u00e1lnych \u010dast\u00edc a i\u00f3nov atmosf\u00e9ry Titanu po\u010das piateho cielen\u00e9ho preletu sondy. Zistilo sa tie\u017e, \u017ee rozsiahla obla\u010dnos\u0165 nad ju\u017en\u00fdch p\u00f3lom, ktor\u00fa sonda zaznamenala v okt\u00f3bri 2004, u\u017e pozorovate\u013en\u00e1 nie je.<\/p>\n
Po necielenom prelete za\u010diatkom augusta sonda absolvovala 22. augusta op\u00e4\u0165 cielen\u00fd prelet, po\u010das ktor\u00e9ho sa podarilo z\u00edska\u0165 \u00fadaje o teplote, tlaku a obsahu aeros\u00f3lov v jeho atmosf\u00e9re. \u010eal\u0161ie merania v priebehu stretnutia vykon\u00e1val magnetometer MAG, kamery ISS \u2013 sn\u00edmkovanie ju\u017enej oblasti pod regi\u00f3nom Xanadu, UVIS, analyz\u00e1tor prachu CDA a in\u00e9. V dobe najv\u00e4\u010d\u0161ieho pribl\u00ed\u017eenia optick\u00e9 pr\u00edstroje sn\u00edmkovali oblas\u0165 okolo ju\u017en\u00e9ho p\u00f3lu.<\/p>\n
V porad\u00ed siedmy cielen\u00fd prelet okolo Titanu sa konal 7. septembra 2005. Po\u010das neho sa uskuto\u010dnili radarov\u00e9 merania. 13. septembra bolo ozn\u00e1men\u00e9, \u017ee do\u0161lo k strate podstatn\u00e9ho objemu vedeck\u00fdch \u00fadajov z preletu okolo Titanu. Pr\u00ed\u010dinou boli jednak prev\u00e1dzkov\u00e9 probl\u00e9my na sledovacej stanici DSN a jednak softv\u00e9rov\u00e1 chyba na palube sondy, ktor\u00e1 bola kr\u00e1tko na to napraven\u00e1.<\/p>\n
$\"\"$ <\/a>
Sn\u00edmka z apr\u00edla 2006 poskytuje poh\u013ead na prstence Saturna<\/a>, ktor\u00e9 \u010diasto\u010dne prekr\u00fdvaj\u00fa mesiac Titan. Nad prstencami sa nach\u00e1dza \u010fal\u0161\u00ed mesiac, mal\u00fd Epimetheus.<\/p><\/div>\n
Pri prelete 26. decembra vo vzdialenosti 10 409 km sa h\u013eadali stopov\u00e9 zlo\u017eky atmosf\u00e9ry mesiaca a sn\u00edmkovali albedov\u00e9 \u00fatvary. Tento prelet viedol po podobnej dr\u00e1he ako prelet sondy Voyager 1, v\u010faka \u010domu sa mohlo porovna\u0165 \u00fadaje oboch sond s odstupom \u0161tvrtiny storo\u010dia. Navy\u0161e to bol prv\u00fd prelet Cassini cez magnetick\u00fd chvost mesiaca.<\/p>\n
Prieskum v rokoch 2006 \u2013 2007<\/strong><\/p>\n
15. janu\u00e1ra 2006 sonda absolvovala desiaty prelet a to vo vzdialenosti 2043 km. V \u010dinnosti bol infra\u010derven\u00fd spektrometer a mapoval sa povrch mesiaca s vysok\u00fdm rozl\u00ed\u0161en\u00edm. Prebiehalo aj sn\u00edmkovanie pologule mesiaca odvr\u00e1tenej od Saturna. Konal sa tie\u017e v\u00fdskum plazmov\u00fdch pol\u00ed a magnetosf\u00e9ry.<\/p>\n
18. marca, po\u010das 13. cielen\u00e9ho preletu, sa sonda Cassini po prv\u00fd raz pri poh\u013eade zo Zeme ukryla za Titan. Sk\u00famala jeho ionosf\u00e9ru aj neutr\u00e1lnu atmosf\u00e9ru a vlastnosti povrchu, pri\u010dom spolupracovala s pozemsk\u00fdmi teleskopmi siete DSN. K \u010fal\u0161iemu podobn\u00e9mu z\u00e1krytu do\u0161lo v priebehu nasleduj\u00faceho cielen\u00e9ho bl\u00edzkeho preletu sondy okolo mesiaca, 20. m\u00e1ja. Podobn\u00e9 v\u00fdsledky z\u00e1krytu preuk\u00e1zali vierohodnos\u0165 t\u00fdchto inform\u00e1ci\u00ed.<\/p>\n
30. apr\u00edla, pri \u0161trn\u00e1stom cielenom prelete, sa op\u00e4\u0165 vyskytla porucha. Sign\u00e1l sondy sa dokonca do\u010dasne stratil. Kv\u00f4li anom\u00e1lii bola zvolan\u00e1 kr\u00edzov\u00e1 sch\u00f4dzka. Podarilo sa v\u0161ak zachr\u00e1ni\u0165 v\u00e4\u010d\u0161inu ohrozen\u00fdch \u00fadajov, stratilo sa ich len 17 %. Predpoklad\u00e1 sa, \u017ee na vine bolo galaktick\u00e9 kozmick\u00e9 \u017eiarenie. \u00dadaje sa t\u00fdkali pr\u00fadenia v atmosf\u00e9re a radarov\u00e9ho mapovania povrchu.<\/p>\n
Po\u010das \u0161estn\u00e1steho preletu okolo Titanu (2. j\u00fala 2006) sonda sk\u00famala mesiac pr\u00edstrojmi VIMS, ktor\u00fd v priebehu pribli\u017eovania z\u00edskaval \u00fadaje pre glob\u00e1lnu mapu, CIRS, ktor\u00fd sk\u00famal aeros\u00f3ly v atmosf\u00e9re, ISS, ktor\u00fd p\u00e1tral po b\u00farkov\u00fdch javoch, MAPS, ktor\u00fd zis\u0165oval p\u00f4sobenie mesiaca na magnetosf\u00e9ru Saturna, a UVIS, ktor\u00fd vykon\u00e1val ultrafialov\u00e9 merania. Radar na palube sondy poskytol zrete\u013en\u00fd d\u00f4kaz existencie uh\u013eovod\u00edkov\u00fdch jazier na Titane. Na radarov\u00fdch z\u00e1beroch sa na\u0161lo mno\u017estvo tmav\u00fdch \u0161kv\u0155n, pri\u010dom niektor\u00e9 s\u00fa napojen\u00e9 na s\u00fastavu kan\u00e1lov.<\/p>\n
21. j\u00fala prebehol najbli\u017e\u0161\u00ed prelet okolo Titanu vo vzdialenosti 950 km, ktor\u00fd zmenil sklon dr\u00e1hy sondy. Hlavn\u00fdm bodom programu preletu bola radarov\u00e1 sond\u00e1\u017e kraj\u00edn okolo severn\u00e9ho p\u00f3lu mesiaca. Po\u010das preletu bola nameran\u00e1 vy\u0161\u0161ia hustota atmosf\u00e9ry, ako sa o\u010dak\u00e1valo. Pomocou merania z\u00e1krytu hviezd za Titanom sa tie\u017e zis\u0165oval detailn\u00fd profil termosf\u00e9ry mesiaca.<\/p>\n
7. septembra do\u0161lo k \u010fal\u0161iemu cielen\u00e9mu preletu okolo Titanu s najv\u00e4\u010d\u0161\u00edm pribl\u00ed\u017een\u00edm vo v\u00fd\u0161ke 1 000 km. Po\u010das pr\u00edletu h\u013eadala kamera ISS b\u00farkov\u00e9 javy a pol\u00e1rne \u017eiary, zatia\u013e \u010do spektrometer VIMS sa s\u00fastredil na mapovanie a fotometrick\u00e9 meranie Titanu. Po\u010das preletu robil spektrometer VIMS sn\u00edmky vo vizu\u00e1lnom a infra\u010dervenom obore v rozsahu od glob\u00e1lnych z\u00e1berov po ve\u013emi podrobn\u00e9 detaily.<\/p>\n
9. okt\u00f3bra sa uskuto\u010dnil \u010fal\u0161\u00ed bl\u00edzky prelet okolo Titanu (v\u00fd\u0161ka 980 km), pri\u010dom sa radarom intenz\u00edvne sk\u00famali miesta okolo severn\u00e9ho p\u00f3lu, kde sa predpokladali uh\u013eovod\u00edkov\u00e9 jazer\u00e1. Na sn\u00edmkach z preletu 25. novembra 2006 bolo objaven\u00e9 zatia\u013e najvy\u0161\u0161ie pohorie na Titane.<\/p>\n
3. janu\u00e1ra 2007 potvrdila skupina staraj\u00faca sa o \u00fadaje z radaru sondy, \u017ee na Titane s\u00fa jazer\u00e1 naplnen\u00e9 tekut\u00fdm met\u00e1nom. 12. janu\u00e1ra prebehol \u010fal\u0161\u00ed prelet okolo Titanu spojen\u00fd s mapovan\u00edm jeho povrchu. Celkove sa sonda stretla s Titanom v roku 2007 17-kr\u00e1t. 22. febru\u00e1ra absolvovala 25. prelet okolo Titanu, po\u010das ktor\u00e9ho prebiehali radarov\u00e9 merania. Mapuj\u00faci spektrometer VIMS urobil prv\u00e9 z\u00e1bery najvy\u0161\u0161ej oblasti severnej pologule mesiaca. 20. decembra sa Cassini pribl\u00ed\u017eil k mesiacu iba na 970 km, pri\u010dom boli akt\u00edvne spektrometer VIMS a kamery ISS, ktor\u00e9 urobili farebn\u00e9 z\u00e1bery cel\u00e9ho disku. V priebehu najbli\u017e\u0161ieho pribl\u00ed\u017eenia radar sk\u00famal ju\u017en\u00e9 pol\u00e1rne oblasti.<\/p>\n
Prieskum v rokoch 2008 \u2013 2009<\/strong><\/p>\n
Pri 40.-tom cielenom prelete, 5. janu\u00e1ra 2008, sa sonda zamerala na podrobn\u00fd prieskum miesta, kde prist\u00e1l modul Huygens. Sk\u00famala sa aj magnetosf\u00e9ra, atmosf\u00e9ra, vznik a v\u00fdvoj obla\u010dnosti. Po\u010das necielen\u00e9ho preletu 22. janu\u00e1ra radar sk\u00famal severn\u00fa pologu\u013eu. Po t\u00fdchto v\u00fdskumoch mala sonda zmapovan\u00fdch celkovo 20 % povrchu.<\/p>\n
22. febru\u00e1ra sa uskuto\u010dnil \u010fal\u0161\u00ed prelet, po\u010das ktor\u00e9ho sonda pozorovala teleso radarom a ultrafialov\u00fdm spektrometrom. Vykon\u00e1vali sa tie\u017e pozorovania z\u00e1krytov jasn\u00fdch hviezd zo s\u00fahvezdia Ve\u013ek\u00fd pes. Po\u010das preletu 24. marca sa sk\u00famalo miesto prist\u00e1tia Huygensa a tie\u017e vrchn\u00e1 atmosf\u00e9ra. 12. m\u00e1ja nasledoval prelet, po\u010das ktor\u00e9ho sonda sk\u00famala najm\u00e4 oblas\u0165 Xanadu a potenci\u00e1lny kryovulk\u00e1n Tortola Facula, ktor\u00fd bol zn\u00e1my z infra\u010derven\u00fdch sn\u00edmok. V\u0161etky tri prelety boli vo v\u00fd\u0161ke asi 1000 km.<\/p>\n
O nie\u010do vzdialenej\u0161\u00ed prelet sonda vykonala 28. m\u00e1ja, \u010do vyu\u017eila na prieskum exosf\u00e9ry a chemick\u00fdch l\u00e1tok unikaj\u00facich za Saturna. Mapovala sa op\u00e4\u0165 oblas\u0165 Xanadu a tie\u017e dunov\u00e9 polia.<\/p>\n
V lete 2008 sa sonde Cassini podarilo dok\u00e1za\u0165 prv\u00fa existenciu tekut\u00e9ho jazera (Ontario) a o rok nesk\u00f4r na\u0161la definit\u00edvny d\u00f4kaz tak\u00e9hoto jazera aj na severnej pologuli.<\/p>\n
V roku 2009 za\u010dala na severnej pologuli Titanu jar. Sonda Cassini pozorovala odrazy slne\u010dn\u00e9ho svetla od hladiny najv\u00e4\u010d\u0161ej kvapalnej plochy na mesiaci, Kraken Mare. V\u010faka tomu vo vysokom rozl\u00ed\u0161en\u00ed pozorovala jeho ostrovy a pobre\u017eie. Zistilo sa, \u017ee more sa sklad\u00e1 z dvoch paniev prepojen\u00fdch 40 km dlhou \u00fa\u017einou. V j\u00fani sonda merala h\u013abku jazera Ontario radarom.<\/p>\n
26. decembra 2009 sonda Casisni preletela nad Titanom vo v\u00fd\u0161ke 955 km. Okrem sledovania sez\u00f3nnych zmien na jazer\u00e1ch a moriach pozorovala aj sez\u00f3nne zmeny atmosf\u00e9ry v pol\u00e1rnej oblasti. D\u00e1\u017e\u010f a sneh nad sledovacou stanicou v Madride v\u0161ak sp\u00f4sobili \u010diasto\u010dn\u00fa stratu \u00fadajov z tohto preletu.<\/p>\n
Prieskum v rokoch 2010 \u2013 2011<\/strong><\/p>\n
12. janu\u00e1ra 2010 sa uskuto\u010dnil \u010fal\u0161\u00ed cielen\u00fd prelet vo v\u00fd\u0161ke 1 073 km. Po\u010das neho sa sk\u00famal odpar jazera Ontario Lacus. Pr\u00edstroj INMS do h\u013abky sk\u00famal atmosf\u00e9ru ju\u017enej \u010dasti mesiaca a h\u013eadal sez\u00f3nne zmeny. Merali aj pr\u00edstroje CAPS a spektrometer CIRS, ktor\u00fd sk\u00famal teplotu povrchu, stratosf\u00e9ru a analyzoval prvky a zl\u00fa\u010deniny. Sledovala sa aj obla\u010dnos\u0165, vytv\u00e1rala sa mozaika rovn\u00edkov\u00e9ho p\u00e1sma medzi 160 a 270\u00b0 geografickej d\u013a\u017eky s rozl\u00ed\u0161en\u00edm 25 a\u017e 30 km\/pixel. Pr\u00edstroj MIMI sk\u00famal energetick\u00e9 i\u00f3ny a elektr\u00f3ny vstupuj\u00face do atmosf\u00e9ry Titanu. Zariadenie RPWS meralo term\u00e1lnu plazmu a zis\u0165ovalo vz\u00e1jomn\u00e9 interakcie medzi magnetosf\u00e9rami Titanu a Saturnu.<\/p>\n
$\"\"$ <\/a>
Umeleck\u00e1 predstava sondy Cassini prelietaj\u00facej nad Titanom<\/p><\/div>\n
28. janu\u00e1ra sonda absolvovala \u010fal\u0161\u00ed bl\u00edzky prelet, po\u010das ktor\u00e9ho jej kamery sn\u00edmkovali povrch s vysok\u00fdm rozl\u00ed\u0161en\u00edm. Sk\u00famalo sa aj zlo\u017eenie atmosf\u00e9ry a obla\u010dnos\u0165. V tomto roku tie\u017e do\u0161lo k definit\u00edvnemu pred\u013a\u017eeniu misie sondy a\u017e do roku 2017.<\/p>\n
Na z\u00e1klade janu\u00e1rov\u00fdch aj minuloro\u010dn\u00fdch radarov\u00fdch meran\u00ed h\u013abok jazera Ontario sa uk\u00e1zalo, \u017ee t\u00e1to kvapaln\u00e1 plocha je ve\u013emi plytk\u00e1. Jeho priemern\u00e1 h\u013abka sa pohybuje od 0,4 do 3 metrov a najv\u00e4\u010d\u0161ia dosahuje 7 metrov.<\/p>\n
V marci a apr\u00edli sonda sledovala obla\u010dnos\u0165 a prechody in\u00fdch mesiacov pred Titanom. Uskuto\u010dnili sa aj mapovania mesiaca v glob\u00e1lnom meradle a profil atmosf\u00e9ry. Sn\u00edmky vo vidite\u013enom spektre zhotoven\u00e9 v priebehu roka 2010 uk\u00e1zali, \u017ee niektor\u00e9 oblasti povrchu stmavli. Pova\u017euje sa to za d\u00f4kaz intenz\u00edvnych da\u017e\u010fov, ktor\u00e9 povrch mesiaca zm\u00e1\u010daj\u00fa. 21. j\u00fana 2010 sonda vykonala svoje najv\u00e4\u010d\u0161ie pribl\u00ed\u017eenie k Titanu v\u00f4bec, na vzdialenos\u0165 880 km.<\/p>\n
V prv\u00fdch mesiacoch roka 2011 bol Titan sk\u00faman\u00fd preva\u017ene z dia\u013eky a zaznamen\u00e1vala sa jeho obla\u010dnos\u0165, pri vzdialenom prelete 28. febru\u00e1ra aj magnetick\u00e9 pole Saturna v jeho bl\u00edzkosti. Meralo sa aj gravita\u010dn\u00e9 pole. M\u00e1jov\u00e9 sn\u00edmkovanie pri prelete vo vzdialenosti 1873 km sa sna\u017eilo zachyti\u0165 pr\u00edpadn\u00e9 sez\u00f3nne zmeny pred a po rovnodennosti na mesiaci. V j\u00fani sonda s\u00fastredila pozornos\u0165 na oblas\u0165 Xanadu.<\/p>\n
Dlhodob\u00e9 mapovanie zistilo, \u017ee niektor\u00e9 v\u00fdrazn\u00e9 povrchov\u00e9 \u00fatvary po\u010das mnohoro\u010dn\u00e9ho pozorovania sondou zmenili svoju polohu a\u017e o 30 km. Ide o \u010fal\u0161iu skuto\u010dnos\u0165 podporuj\u00facu existenciu kvapaln\u00e9ho oce\u00e1nu, na ktorom by tieto \u00fatvary spolu s mesa\u010dnou k\u00f4rou pl\u00e1vali. Na z\u00e1klade toho predstavitelia NASA za\u010dali uva\u017eova\u0165 o roz\u0161\u00edren\u00ed prieskumu Titanu \u010fal\u0161ou sondou. V \u010fal\u0161\u00edch mesiacoch roku 2011 sonda pokra\u010dovala v dlhodobom monitorovan\u00ed obla\u010dnosti, zlo\u017eenia atmosf\u00e9ry a h\u013eadan\u00e9 sez\u00f3nnych zmien. V novembri sonda zah\u00e1jila nov\u00fa f\u00e1zu \u0161t\u00fadia nazvan\u00fa Titan Exploration at Apoapsis (TEA). I\u0161lo o s\u00e9riu pozorovan\u00ed pribli\u017ene raz za t\u00fd\u017ede\u0148 trvaj\u00facich a\u017e 37 hod\u00edn, ktor\u00e9 mali za cie\u013e najm\u00e4 monitorova\u0165 obla\u010dnos\u0165 a detegova\u0165 nov\u00e9 molekuly a izotopy v stratosf\u00e9re pr\u00edstrojom CIRS. Ku koncu roka po\u010das 79. cielen\u00e9ho preletu mala sonda mera\u0165 plazmov\u00e9 polia, ale ke\u010f\u017ee pr\u00edslu\u0161n\u00fd pr\u00edstroj CAPS bol mimo prev\u00e1dzky, vykon\u00e1vala n\u00e1hradn\u00e9 pozorovania mesiaca optick\u00fdmi pr\u00edstrojmi.<\/p>\n
Prieskum v rokoch 2012 \u2013 2013<\/strong><\/p>\n
$\"\"$ <\/a>
Ligeia Mare vo falo\u0161n\u00fdch farb\u00e1ch<\/p><\/div>\n
V roku 2012 bol objaven\u00fd \u013eadov\u00fd oblak kyanovod\u00edka vzn\u00e1\u0161aj\u00faci sa vo v\u00fd\u0161ke 300 km nad ju\u017en\u00fdm p\u00f3lom. Priemer tohto mraku bol 100 km a objavil sa vo v\u00fd\u0161ke, prekvapivo, a\u017e 300 km. Predpokladalo sa, \u017ee v t\u00fdchto v\u00fd\u0161kach je u\u017e na sformovanie tak\u00e9hoto oblaku privysok\u00e1 teplota. Sonda pokra\u010dovala v dlhodobom monitorovan\u00ed mesiaca. Sledovala atmosf\u00e9ru, pr\u00edchod zimy na ju\u017en\u00fa pologu\u013eu, prieskum mesiaca v extr\u00e9mnej ultrafialovej oblasti spektra a vz\u00e1jomn\u00e9 p\u00f4sobenie Titanu a magnetosf\u00e9ry Saturna. Pri odovzd\u00e1van\u00ed \u00fadajov nameran\u00fdch po\u010das 81. preletu siln\u00fd d\u00e1\u017e\u010f v oblasti pr\u00edjmovej ant\u00e9ny v Austr\u00e1lii sp\u00f4sobil stratu \u010dasti vedeck\u00fdch \u00fadajov. Okrem toho sa vo febru\u00e1ri, marci, apr\u00edli a j\u00fani pok\u00fa\u0161ala n\u00e1js\u0165 nejak\u00e9 teles\u00e1 v jeho libra\u010dn\u00fdch bodoch. Do\u0161lo k \u010fal\u0161ej malej strate \u00fadajov. Pri 82. prelete sonda op\u00e4\u0165 prech\u00e1dzala cez magnetick\u00fd chvost Titanu. Tento prelet bol okrem \u0161tandardn\u00fdch meran\u00ed pou\u017eit\u00fd aj na v\u00fdraznej\u0161iu zmenu obe\u017enej dr\u00e1hy sondy a skr\u00e1tenie jej obe\u017enej doby. 83. prelet okolo Titanu 22. m\u00e1ja 2012 viedol ponad jeho severn\u00fd p\u00f3l a zmenil sklon dr\u00e1hy Cassini, ktor\u00e1 z takmer rovn\u00edkovej dr\u00e1hy okolo Saturna za\u010dala prech\u00e1dza\u0165 na vysok\u00fd sklon 61,7\u00b0. Prelet odhalil tmav\u00e9 oblasti v rovn\u00edkovom regi\u00f3ne pomenovanom Shangri-La ne\u010faleko miesta, kde prist\u00e1l Huygens. Boli interpretovan\u00e9 ako ve\u013emi plytk\u00e9 plochy kvapaln\u00e9ho met\u00e1nu a et\u00e1nu, prv\u00e9 n\u00e1jden\u00e9 kvapaln\u00e9 oblasti v rovn\u00edkov\u00fdch \u0161\u00edrkach. To pod\u013ea Lindy Spikerovej z JPL podkopalo dovtedaj\u0161iu predstavu o Titane ako mieste, ktor\u00e9 m\u00e1 jazer\u00e1 na p\u00f3loch a dun\u00e1ch na rovn\u00edku.<\/p>\n
Pri prelete 26. septembra 2012 objavila Cassini na severnom p\u00f3le \u00fatvar, ktor\u00fd by mohol by\u0165 400 km dlhou riekou te\u010d\u00facou do Ligeia Mare, \u010do sa nesk\u00f4r potvrdilo.<\/p>\n
V j\u00fali 2013 zaznamenala sonda Cassini sez\u00f3nne zmeny pobre\u017eia Ligeia Mare. Ako sa s bl\u00ed\u017eiacim sa letom severn\u00e1 pologu\u013ea zohrievala, \u013eadov\u00e1 prikr\u00fdvka sa topila a more sa zv\u00e4\u010d\u0161ovalo. 10. j\u00fala zaznamenala sonda radarom v Ligeia Mare tie\u017e objekt interpretovan\u00fd ako ostrov, ktor\u00fd v\u0161ak pri \u010fal\u0161om pozorovan\u00ed, 26. j\u00fala, u\u017e nevidela. Z\u00e1hadn\u00fd \u00fatvar dostal meno Magic Island. Sonda monitorovala aj vznik a z\u00e1nik oblakov nad Ligeia Mare.<\/p>\n
Radarov\u00fdmi obrazmi z\u00edskan\u00fdmi v priebehu roku 2013 bola ur\u010den\u00e1 h\u013abka Ligeia Mare na 160 \u2013 170 metrov. V m\u00e1ji tohto roku bola tie\u017e na z\u00e1klade \u00fadajov sondy okolo severn\u00e9ho p\u00f3lu mesiaca objaven\u00e1 cel\u00e1 sie\u0165 rie\u010dnych kan\u00e1lov. \u010eal\u0161ou anal\u00fdzou \u00fadajov vyplynulo, \u017ee tieto rieky pretekaj\u00fa a\u017e 570 m hlbok\u00fdmi ka\u0148onmi.<\/p>\n
Prieskum v rokoch 2014 \u2013 2015<\/strong><\/p>\n
V roku 2014 sa podarilo s vysok\u00fdm rozl\u00ed\u0161en\u00edm zobrazi\u0165 podrobnosti na uh\u013eovod\u00edkovom mori Ligeia Mare a odvodi\u0165 jeho objem. Pri 104. prelete, 21. augusta 2014, vo v\u00fd\u0161ke 970 km nad povrchom, sonda Cassini z\u00edskala \u00fadaje, na z\u00e1klade ktor\u00fdch sa zistilo, \u017ee Kraken Mare je asi o 100 metrov hlb\u0161ie ne\u017e sa p\u00f4vodne predpokladalo. V auguste 2014 sa pred rokom straten\u00fd \u00fatvar Magic Island op\u00e4\u0165 objavil a jeho plocha sa zv\u00e4\u010d\u0161ila z p\u00f4vodn\u00fdch 75 na 160 \u0161tvorcov\u00fdch kilometrov. Te\u00f3rie vysvet\u013euj\u00face tento neoby\u010dajn\u00fd jav s\u00fa, \u017ee ide o vlny na Ligeia Mare, bubliny vyvieraj\u00faceho plynu, alebo vyn\u00e1raj\u00face sa kryhy materi\u00e1lu z dna. Sonda tie\u017e dok\u00e1zala, \u017ee jazero Ligeia Mare je tvoren\u00e9 met\u00e1nom a nie et\u00e1nom, ako sa dovtedy usudzovalo.<\/p>\n
Prieskum v rokoch 2016 \u2013 2017<\/strong><\/p>\n
Sonde sa podarilo zachyti\u0165 slne\u010dn\u00e9 svetlo odrazen\u00e9 od Ligeia Mare a \u010fal\u0161\u00edch dvoch jazier. V\u010faka sn\u00edmkam boli prv\u00fdkr\u00e1t detekovan\u00e9 vlny na t\u00fdchto kvapaln\u00fdch \u00fatvaroch.<\/p>\n
25. j\u00fala 2016 preletel Cassini nad Titanom vo v\u00fd\u0161ke 976 nad povrchom. Jeho radar zobrazil v pomerne dobrej kvalite povrchov\u00e9 \u00fatvary, ako napr\u00edklad duny a nikdy predt\u00fdm nezobrazen\u00fa oblas\u0165 bl\u00edzko d\u00e1vno zn\u00e1mej Xanadu, ktor\u00e1 bola pomenovan\u00e1 Xanadu annex.<\/p>\n
Pri prelete okolo Titanu koncom okt\u00f3bra 2016 sonda nasn\u00edmala met\u00e1nov\u00e9 mraky nad severnou pologu\u013eou telesa, na ktorej pr\u00e1ve panovalo leto.<\/p>\n
22. apr\u00edla 2017 vykonala starn\u00faca sonda Cassini posledn\u00fd bl\u00edzky prelet okolo Titanu. Prelet s najv\u00e4\u010d\u0161\u00edm pribl\u00ed\u017een\u00edm na vzdialenos\u0165 979 km bol jej 127. v porad\u00ed. Z pr\u00edstrojov sondy bol akt\u00edvny predov\u0161etk\u00fdm radar, ktor\u00fd naposledy sk\u00famal kvapaln\u00e9 \u00fatvary na mesiaci. Sk\u00famali sa tie\u017e i\u00f3ny a neutr\u00e1lne \u010dastice v okol\u00ed mesiaca a jeho magnetick\u00fd chvost. Prelet z\u00e1rove\u0148 zmenil dr\u00e1hu sondy na bli\u017e\u0161iu k Saturnu.<\/p>\n
V septembri 2017 bola vysl\u00fa\u017eil\u00e1 sonda Cassini \u00famyselne naveden\u00e1 do atmosf\u00e9ry Saturna, aby v nej zhorela a nemohla tak kontaminova\u0165 Saturnove mesiace pr\u00edpadn\u00fdmi mikr\u00f3bami na svojom telese. Pri jej z\u00e1niku asistoval pr\u00e1ve Titan. D\u0148a 11. septembra 2017 preletela okolo neho tak, aby pozmenil jej dr\u00e1hu a naviedol ju do Saturnovej atmosf\u00e9ry. Aj roky po z\u00e1niku sondy sa v\u0161ak zverej\u0148uj\u00fa jej nov\u00e9 objavy oh\u013eadom Titanu na z\u00e1klade d\u00e1t, ktor\u00e9 vedci postupne analyzuj\u00fa.<\/p>\n
Bud\u00faci v\u00fdskum<\/h4>\n $\"\"$ <\/a>
Umeleck\u00e1 predstava o misii Dragonfly<\/p><\/div>\n
V roku 2011 sa objavil n\u00e1vrh sondy TiME (Titan Mare Explorer). I\u0161lo by o sondu s prist\u00e1vac\u00edm puzdrom, ktor\u00e1 by pl\u00e1vala na uh\u013eovod\u00edkovom jazere alebo mori na Titane.<\/p>\n
V decembri 2017 agent\u00fara NASA vybrala dva projekty, ktor\u00e9 by sa teoreticky mohli zrealizova\u0165 a zlietnu\u0165 v polovici dvadsiatych rokov 21. storo\u010dia. Jedn\u00fdm z nich je sonda na Titan menom Dragonfly (anglicky v\u00e1\u017eka). Ide o sondu v podobe dronu lietaj\u00facu v atmosf\u00e9re Titanu. Mala by vykon\u00e1va\u0165 chemick\u00fd prieskum a anal\u00fdzu ob\u00fdvate\u013enosti desiatok r\u00f4znych lokal\u00edt, ktor\u00e9 m\u00f4\u017ee od seba deli\u0165 aj vzdialenos\u0165 nieko\u013eko kilometrov. Bude z nich odobera\u0165 mal\u00e9 vzorky a analyzova\u0165 ich hmotnostn\u00fdm spektrometrom. N\u00e1vrh zastupuje Elizabeth Turtlov\u00e1 z Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory (APL) v Laurel, \u0161t\u00e1t Maryland. Definit\u00edvne potvrdenie tohto n\u00e1vrhu pri\u0161lo v roku 2024. Jej \u0161tart sa predpoklad\u00e1 v j\u00fani 2028 a v pr\u00edpade dodr\u017eania tohto term\u00ednu \u0161tartu by Dragonfly k Titanu doletela v roku 2034.<\/p>\n
V\u00fdskumn\u00edci z Washington State University sa zase sna\u017eia predlo\u017ei\u0165 n\u00e1vrh ponorky do mora kvapaln\u00e9ho met\u00e1nu, ktor\u00e1 bude schopn\u00e1 pl\u00e1va\u0165 na hladine, no rovnako aj klesn\u00fa\u0165 k dnu.<\/p>\n
V roku 2021 NASA udelila vedeck\u00e9mu t\u00edmu Glenn Research Center grant, ktor\u00fd m\u00e1 pou\u017ei\u0165 na v\u00fdskum uskuto\u010dnite\u013enosti n\u00e1vrhu na dovezenie vzoriek z Titanu na Zem.<\/p>\n
Mo\u017enos\u0165 \u017eivota<\/h2>\n
Po ve\u013ek\u00fdch \u013eadov\u00fdch mesiacoch je Titan opova\u017eovan\u00fd za najn\u00e1dejnej\u0161\u00ed kandid\u00e1t na teleso v slne\u010dnej s\u00fastave, na ktorom by sa teoreticky mohol rozvin\u00fa\u0165 mimozemsk\u00fd \u017eivot. Za t\u00fato mo\u017enos\u0165 hovor\u00ed pr\u00edtomnos\u0165 organick\u00fdch molek\u00fal. V\u010faka nim je atmosf\u00e9ra Titanu relat\u00edvne podobn\u00e1 atmosf\u00e9re d\u00e1vnej Zeme. Proti tejto mo\u017enosti stoj\u00ed fakt, \u017ee ch\u00fdba z\u00e1kladn\u00e1 zlo\u017eka \u017eivota – tekut\u00e1 voda. Pri povrchov\u00fdch teplot\u00e1ch -179\u00b0C je v\u0161etka voda na mesiaci vo forme ve\u013emi pevne zmrznut\u00e9ho \u013eadu. Potenci\u00e1lny \u017eivot na Titane by tak mal s najv\u00e4\u010d\u0161ou pravdepodobnos\u0165ou odli\u0161n\u00fa bioch\u00e9miu ako pozemsk\u00fd, alebo by sa mohol vyskytova\u0165 len v pr\u00edpadnom podpovrchovom kvapalnom oce\u00e1ne. Pravdepodobnos\u0165 jeho vzniku by zv\u00fd\u0161ilo, ak by bol tento podpovrchov\u00fd oce\u00e1n v kontakte s horninami.<\/p>\n
\u0160pekul\u00e1cie o mo\u017enom \u017eivote na Titane zosilneli v roku 2017, ke\u010f na \u0148om vedci potvrdili pr\u00edtomnos\u0165 akrylonitrilu. V podmienkach mesiaca by t\u00e1to pre \u013eud\u00ed jedovat\u00e1, karcinog\u00e9nna molekula mohla vytvori\u0165 \u0161trukt\u00faru podobn\u00fa lipidov\u00fdm dvojvrstv\u00e1m, ktor\u00e9 ohrani\u010duj\u00fa pozemsk\u00e9 \u017eiv\u00e9 bunky.<\/p>\n
Zlep\u0161enie podmienok pre \u017eivot na Titane by mohlo nasta\u0165 v \u010falekej bud\u00facnosti, ke\u010f sa Slnko zmen\u00ed na \u010derven\u00e9ho obra. Zem sa d\u00f4sledkom toho stane neob\u00fdvate\u013enou, ale na vzdialenom Titane bude zv\u00fd\u0161enie tepl\u00f4t p\u00f4sobi\u0165, naopak, priaznivo.<\/p>\n
Pomenovanie<\/h2>\n
Christiaan Huygens p\u00f4vodne pomenoval mesiac Saturni luna. Nesk\u00f4r, ke\u010f boli objaven\u00e9 \u010fal\u0161ie mesiace Saturnu (Tethys, Dione, Rhea, Iapetus, Mimas a Enceladus), pou\u017e\u00edval sa n\u00e1zov Huygensov, alebo Saturn VI (\u0161iesty v porad\u00ed pod\u013ea vzdialenosti od Saturnu). Meno Titan poch\u00e1dza z roku 1847 od Johna Herschela. Pomenovan\u00fd bol po Titanoch, de\u0165och Urana \u2013 boha nebies a Gaie \u2013 bohyne Zeme. Titanov bolo dvan\u00e1s\u0165, \u0161es\u0165 mu\u017eov a \u0161es\u0165 \u017eien. Saturn bol najmlad\u0161\u00edm z Titanov. Spo\u010diatku chr\u00e1nili tr\u00f3n svojho otca Urana, nesk\u00f4r sa v\u0161ak Saturn proti otcovi vzb\u00faril, zvrhol ho z tr\u00f3nu a s\u00e1m sa vyhl\u00e1sil za vl\u00e1dcu sveta. Ke\u010f to ist\u00e9 chcel urobi\u0165 Saturnov syn Jupiter, Titani bojovali na strane Saturna. Saturn bol v\u0161ak porazen\u00fd a vl\u00e1da Titanov nad svetom skon\u010dila.<\/p>\n
Referencie<\/h2>\n
\n
KLEZCEK, Josip. Velk\u00e1 encyklopedie vesm\u00edru. Redakcia Jitka Zyk\u00e1nov\u00e1. prv\u00e9. vyd. Praha : Academia, \u00a9 2002. (2480.) ISBN 80-200-0906-X. S. 504. (\u010desky)<\/li>\n
Dorling Kindersley Limited. Vesm\u00edr. Redakcia Martin Rees (hlavn\u00fd redaktor), Alb\u00edna Gardo\u0161ov\u00e1 (zodpovedn\u00e1 redaktorka), Helena Ole\u0148ov\u00e1 (technick\u00e1 redaktorka); preklad \u0160tefan Gajdo\u0161, Juraj Kubica, Alena Lackovi\u010dov\u00e1, Katar\u00edna Ma\u0161tenov\u00e1, Henrich Ploczek; Jana Bro\u017e\u00edkov\u00e1 (register). Bratislava : Ikar, 2006. (Slovak edition.) [www.dk.com Dostupn\u00e9 online.] ISBN 80-551-1233-9. S. 194.<\/li>\n
Kolekt\u00edv autorov. Astronomica. Redakcia \u0160e\u00e9fredaktori: Janet Healey, Carol Jacobson, Redaktori: Loretta Barnard, Helen Cooney, Heather Jackson, Melody Lord, Anne Savage, Marie-Louise Taylor; preklad Jakub Rozehnal, Lenka Soumarov\u00e1, Petr Kulh\u00e1nek, V\u00edt\u011bzslav K\u0159\u00edha, Ivan Havl\u00ed\u010dek; ilustr\u00e1cie Susan Cadzow, Andrew Davies, Paula Kelly, Stephen Pollitt, Glen Vause; Mapy: Andrew Davies, David Hosking, Samantha Hosking, Alan Smith. Austr\u00e1lia : Milenium House Pty Ltd, 2007. 576 s. ISBN 978-80-7391-256-7. S. 86-87. (\u010desky)<\/li>\n
LORENZ, Ralph; MITTON, Jacqueline. Lifting Titan’s Veil [online]. Cambridge, United Kingdom: Cambridge University Press, 2002, [cit. 2017-03-04]. Dostupn\u00e9 online.<\/li>\n
NIMROFF; BONNEL, Jerry. APOD: 2005 March 25 – Huygens Discovers Luna Saturni [online]. [Cit. 2017-04-03]. Dostupn\u00e9 online.<\/li>\n
\u0160KORP\u00cdK, V\u00edt\u011bzslav. Top 5 objev\u016f sond Voyager. Kosmonautix.cz (Jihlava: Du\u0161an Majer), 2024-08-16. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-19].
\nVzd\u00e1len\u00e9 sv\u011bty II, Plynn\u00ed ob\u0159i a ledov\u00ed Tit\u00e1ni : p\u00e1ni a past\u00fd\u0159i prstenc\u016f, metanov\u00e9 nebe a mo\u0159e v\u011b\u010dn\u00e9 tmy. Praha : Triton, 2010. 414 s. ISBN 978-80-7387-409-4. Kapitola Titan – sv\u011bt zahalen\u00fd mlhou, s. 159\u2013294.<\/li>\n
GRYGAR, Ji\u0159\u00ed. \u017de\u0148 objev\u016f 2010. Kozmos, 2012, ro\u010d. 43, \u010d\u00eds. 4, s. 8. (\u010desky)<\/li>\n
GRYGAR, Ji\u0159\u00ed. \u017de\u0148 objev\u016f 2009. Kozmos, 2009, ro\u010d. XLII, \u010d\u00eds. 3, s. 10. (\u010desky)<\/li>\n
GRYGAR, Ji\u0159\u00ed. \u017de\u0148 objev\u016f 2013. Kozmos, 2013, ro\u010d. 46, \u010d\u00eds. 5, s. 12. (\u010desky)<\/li>\n
NASA Press Release. Oce\u00e1n na Titane?. Kozmos, 2011, ro\u010d. XLII, \u010d\u00eds. 4, s. 5. ISSN – 049X 0323 – 049X.<\/li>\n
MARTINEK, Franti\u0161ek. Podpovrchov\u00fd oce\u00e1n na Saturnov\u011b m\u011bs\u00edci Titan. astro.cz (Ond\u0159ejov: \u010cesk\u00e1 astronomick\u00e1 spole\u010dnost), 2012-07-05. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-26].<\/li>\n
MAJER, Du\u0161an. Nov\u00e1 zji\u0161t\u011bn\u00ed o m\u011bs\u00edc\u00edch Saturnu od sondy Cassini. Kosmonautix.cz (Jihlava: Du\u0161an Majer), 2020-10-17. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-20].<\/li>\n
MARTINEK, Franti\u0161ek. Titan ve sv\u011btle poznatk\u016f evropsk\u00e9 sondy Huygens – \u010d\u00e1st II. astro.cz (Ond\u0159ejov: \u010cesk\u00e1 astronomick\u00e1 spole\u010dnost), 2005-12-06. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-26].<\/li>\n
MARTINEK, Franti\u0161ek. Nejv\u011bt\u0161\u00ed jezero na Titanu je hlubok\u00e9 v\u00edce ne\u017e 300 metr\u016f. astro.cz (Ond\u0159ejov: \u010cesk\u00e1 astronomick\u00e1 spole\u010dnost), 2021-02-01. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-04-15].<\/li>\n
GORKOV\u00c1, Sylvie. M\u011bn\u00ed se Titan v period\u00e1ch na ob\u0159\u00ed sn\u011bhovou kouli?. astro.cz (Ond\u0159ejov: \u010cesk\u00e1 astronomick\u00e1 spole\u010dnost), 2014-06-23. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-26].<\/li>\n
MARTINEK, Franti\u0161ek. Titan \u2013 zem\u011b mo\u0159\u00ed a jezer. astro.cz (Ond\u0159ejov: \u010cesk\u00e1 astronomick\u00e1 spole\u010dnost), 2012-10-25. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-26].
\nIlustrovan\u00fd atlas vesm\u00edru. prv\u00e9. vyd. Praha : [s.n.], \u00a9 2002. ISBN 80-7371-144-3. S. 176. (\u010desky)<\/li>\n
COURTLAND, Rachel. Saturn magnetises its moon Titan [online]. . Dostupn\u00e9 online. (po anglicky)<\/li>\n
MAJER, Du\u0161an. Posledn\u00ed pr\u016flet kolem Titanu. Kosmonautix.cz (Jihlava: Du\u0161an Majer), 2017-04-21. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-21].<\/li>\n
MARTINEK, Franti\u0161ek. Pod z\u00e1vojem oran\u017eov\u00e9 mlhy I [online]. 2009-04-03, [cit. 2018-06-05]. Dostupn\u00e9 online.<\/li>\n
MARTINEK, Franti\u0161ek. Titan ve sv\u011btle poznatk\u016f evropsk\u00e9 sondy Huygens – \u010d\u00e1st IV. astro.cz (Ond\u0159ejov: \u010cesk\u00e1 astronomick\u00e1 spole\u010dnost), 2005-12-07. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-26].<\/li>\n
LORENZ, Ralph, Mitton, Jacqueline Titan Unveiled. Princeton \u2013 Oxford : Princeton University Press, 2008. ISBN 978-0-691-12587-9. S. s. 41.
\n\u017de\u0148 objev\u016f 2015 A. Kozmos, 2018, ro\u010d. 49, \u010d\u00eds. 1, s. 8. (\u010desky)<\/li>\n
MARTINEK, Franti\u0161ek. Mlhav\u00e1 historie atmosf\u00e9ry Titanu. astro.cz (Ond\u0159ejov: \u010cesk\u00e1 astronomick\u00e1 spole\u010dnost), 2011-10-20. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-27].<\/li>\n
FRANCIS, Matthew. Faint sunlight enough to drive weather, clouds on Saturn’s moon Titan [online]. . Dostupn\u00e9 online. (po anglicky)<\/li>\n
MAJER, Du\u0161an. Pra\u0161n\u00e9 bou\u0159e jsou i na Titanu. Kosmonautix.cz (Jihlava: Du\u0161an Majer), 2018-09-26. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-21].<\/li>\n
MARTINEK, Franti\u0161ek. Pr\u016ftr\u017ee mra\u010den na velk\u00e9m Saturnov\u011b m\u011bs\u00edci Titan. astro.cz (Ond\u0159ejov: \u010cesk\u00e1 astronomick\u00e1 spole\u010dnost), 2017-10-27. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-27].<\/li>\n
MARTINEK, Franti\u0161ek. P\u0159ekvapiv\u00e9 sez\u00f3nn\u00ed zm\u011bny na Titanu. astro.cz (Ond\u0159ejov: \u010cesk\u00e1 astronomick\u00e1 spole\u010dnost), 2012-10-03. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-27].<\/li>\n
GRYGAR, Ji\u0159\u00ed. \u017de\u0148 objev\u016f 2012. Kozmos, 2014, ro\u010d. 45, \u010d\u00eds. 5, s. 10. (\u010desky)<\/li>\n
KOHOUT, Tom\u00e1\u0161. V\u011bdci NASA na\u0161li na Titanu \u201enemo\u017en\u00e9\u201c mraky \u2013 zase [online]. 2016-09-24, [cit. 2018-05-25]. Dostupn\u00e9 online. (\u010desky)<\/li>\n
HAVL\u00cd\u010cEK, Anton\u00edn. Hork\u00e9 novinky [online]. spaceprobes.kosmo.cz, [cit. 2025-03-20]. Dostupn\u00e9 online.<\/li>\n
CHU, Jennifer. River networks on Titan point to a puzzling geologic history [online]. [Cit. 2017-04-03]. Dostupn\u00e9 online.<\/li>\n
Matthew J. Abplanalp, Robert Frigge a Ralf I. Kaiser. Low-temperature synthesis of polycyclic aromatic hydrocarbons in Titan\u2019s surface ices and on airless bodies [online]. Science Advances, 2019-10-16, [cit. 2019-10-21]. Dostupn\u00e9 online. (po anglicky)<\/li>\n
PEREZ, Martin. Cassini Spies Titan’s Tallest Peaks [online]. [Cit. 2017-04-03]. Dostupn\u00e9 online. Archivovan\u00e9 2016-08-19 z origin\u00e1lu. (po anglicky)<\/li>\n
MAJER, Du\u0161an. Kr\u00e1tery na Titanu vypr\u00e1v\u00ed o erozi. Kosmonautix.cz (Jihlava: Du\u0161an Majer), 2020-11-10. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-20].<\/li>\n
MARTINEK, Franti\u0161ek. Cassini zkoum\u00e1 jezera metanu na Titanu. astro.cz (Ond\u0159ejov: \u010cesk\u00e1 astronomick\u00e1 spole\u010dnost), 2016-05-08. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-04-15].<\/li>\n
WALL, Mike. Saturn Moon’s ‚Lake Ontario‘: Shallow and Virtually Wave-free [online]. 2010-12-17, [cit. 2017-04-03]. Dostupn\u00e9 online.<\/li>\n
HAVL\u00cd\u010cEK, Anton\u00edn. Potvrzeno \u2013 na Titanu jsou jezera! [online]. 2008-07-31, [cit. 2009-03-30]. Dostupn\u00e9 online. (\u010desky)<\/li>\n
Giuseppe Mitri ORCID: orcid.org\/0000-0001-8390-458X1,2,. Possible explosion crater origin of small lake basins with raised rims on Titan [online]. nature.com, 09 September 2019, [cit. 2019-09-12]. Dostupn\u00e9 online.<\/li>\n
MARTINEK, Franti\u0161ek. Nejdel\u0161\u00ed \u0159eka na m\u011bs\u00edci Titan. astro.cz (Ond\u0159ejov: \u010cesk\u00e1 astronomick\u00e1 spole\u010dnost), 2012-12-18. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-26].<\/li>\n
MARTINEK, Franti\u0161ek. Pod z\u00e1vojem oran\u017eov\u00e9 mlhy II [online]. 2009-03-27, [cit. 2009-03-30]. Dostupn\u00e9 online. (\u010desky)<\/li>\n
GRYGAR, Ji\u0159\u00ed. \u017de\u0148 objev\u016f 2011. Kozmos, 2013, ro\u010d. 44, \u010d\u00eds. 6, s. 7. (\u010desky)<\/li>\n
GRYGAR, Ji\u0159\u00ed. \u017de\u0148 objev\u016f 2014. Kozmos, 2017, ro\u010d. 48, \u010d\u00eds. 1, s. 10. (\u010desky)<\/li>\n
MARTINEK, Franti\u0161ek. P\u0159\u00edboj na Titanu je nejv\u011bt\u0161\u00ed v l\u00e9t\u011b. astro.cz (Ond\u0159ejov: \u010cesk\u00e1 astronomick\u00e1 spole\u010dnost), 2016-03-10. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-27].<\/li>\n
HAVL\u00cd\u010cEK, Anton\u00edn. Novinky – \u00fanor 2008 [online]. spaceprobes.kosmo.cz, [cit. 2025-04-09]. Dostupn\u00e9 online. (\u010desky)<\/li>\n
ESA. N\u00edl na Titane. Kozmos, 2013, ro\u010d. 44, \u010d\u00eds. 1, s. 5.<\/li>\n
MARTINEK, Franti\u0161ek. Sonda CASSINI objevila dal\u0161\u00ed jezera na Titanu. astro.cz (Ond\u0159ejov: \u010cesk\u00e1 astronomick\u00e1 spole\u010dnost), 2006-10-16. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-27].<\/li>\n
\u0160KREKA, Marcel. ASTRIN – Hrub\u00e1 \u013eadov\u00e1 k\u00f4ra Titanu [online]. astrin.planetarium.sk, [cit. 2025-03-20]. Dostupn\u00e9 online.<\/li>\n
KOHOUT, Tom\u00e1\u0161. Gravita\u010dn\u00ed anom\u00e1lie na Titanu [online]. 2013-08-30, [cit. 2018-05-25]. Dostupn\u00e9 online. (\u010desky)<\/li>\n
MARTINEK, Franti\u0161ek. Tryskov\u00e9 proud\u011bn\u00ed (jet stream) v atmosf\u00e9\u0159e Titanu. astro.cz (Ond\u0159ejov: \u010cesk\u00e1 astronomick\u00e1 spole\u010dnost), 2007-01-26. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-27].<\/li>\n
MAJER, Du\u0161an. Akrylonitril na Titanu \u2013 cesta k \u017eivotu? [online]. 2017-08-01, [cit. 2018-05-25]. Dostupn\u00e9 online. (\u010desky)<\/li>\n
MAJER, Du\u0161an. M\u011bs\u00edc Titan pod drobnohledem (nejen) JWST. Kosmonautix.cz (Jihlava: Du\u0161an Majer), 2. prosince 2022. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-20].<\/li>\n
MAJER, Du\u0161an. Jubilejn\u00ed pr\u016flet kolem Titanu [online]. 2014-03-07, [cit. 2018-05-25]. Dostupn\u00e9 online. (\u010desky)<\/li>\n
HOU\u0160KA, Luk\u00e1\u0161. Kosmot\u00fdden\u00edk 452 (10.5. \u2013 16.5.). Kosmonautix.cz (Jihlava: Du\u0161an Majer), 2021-05-16. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-21].<\/li>\n
MARTINEK, Franti\u0161ek. Titan ve sv\u011btle poznatk\u016f evropsk\u00e9 sondy Huygens – \u010d\u00e1st I. astro.cz (Ond\u0159ejov: \u010cesk\u00e1 astronomick\u00e1 spole\u010dnost), 2005-12-05. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-27].<\/li>\n
MARTINEK, Franti\u0161ek. CASSINI: dal\u0161\u00ed bl\u00edzk\u00fd pr\u016flet kolem m\u011bs\u00edce Titan. astro.cz (Ond\u0159ejov: \u010cesk\u00e1 astronomick\u00e1 spole\u010dnost), 2005-04-25. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-26].<\/li>\n
HAVL\u00cd\u010cEK, Anton\u00edn. Cassini [online]. spaceprobes.kosmo.cz, [cit. 2025-04-09]. Dostupn\u00e9 online. (\u010desky)<\/li>\n
HAVL\u00cd\u010cEK, Anton\u00edn. Novinky – leden 2006 [online]. spaceprobes.kosmo.cz, [cit. 2025-04-09]. Dostupn\u00e9 online. (\u010desky)<\/li>\n
HAVL\u00cd\u010cEK, Anton\u00edn. Novinky – kv\u011bten 2006 [online]. spaceprobes.kosmo.cz, [cit. 2025-04-09]. Dostupn\u00e9 online. (\u010desky)<\/li>\n
HAVL\u00cd\u010cEK, Anton\u00edn. Novinky – leden 2008 [online]. spaceprobes.kosmo.cz, [cit. 2025-04-09]. Dostupn\u00e9 online. (\u010desky)<\/li>\n
HAVL\u00cd\u010cEK, Anton\u00edn. Novinky – b\u0159ezen 2008 [online]. spaceprobes.kosmo.cz, [cit. 2025-04-09]. Dostupn\u00e9 online. (\u010desky)<\/li>\n
HAVL\u00cd\u010cEK, Anton\u00edn. Novinky – kv\u011bten 2008 [online]. spaceprobes.kosmo.cz, [cit. 2025-04-09]. Dostupn\u00e9 online. (\u010desky)<\/li>\n
HAVL\u00cd\u010cEK, Anton\u00edn. Novinky – \u010derven 2008 [online]. spaceprobes.kosmo.cz, [cit. 2025-04-09]. Dostupn\u00e9 online. (\u010desky)<\/li>\n
HAVL\u00cd\u010cEK, Anton\u00edn. Novinky – leden 2010 [online]. spaceprobes.kosmo.cz, [cit. 2025-03-20]. Dostupn\u00e9 online.<\/li>\n
HAVL\u00cd\u010cEK, Anton\u00edn. Novinky – \u00fanor 2010 [online]. spaceprobes.kosmo.cz, [cit. 2025-03-20]. Dostupn\u00e9 online.<\/li>\n
HAVL\u00cd\u010cEK, Anton\u00edn. Novinky – duben 2010 [online]. spaceprobes.kosmo.cz, [cit. 2025-03-20]. Dostupn\u00e9 online.<\/li>\n
MUNSELL, Kirk. Cassini Solstice Mission: Titan Flyby (T-70) – June 21, 2010 [online]. 2010-06-21, [cit. 2017-04-03]. Dostupn\u00e9 online. Archivovan\u00e9 2012-03-18 z origin\u00e1lu.<\/li>\n
HAVL\u00cd\u010cEK, Anton\u00edn. Novinky – b\u0159ezen 2011 [online]. spaceprobes.kosmo.cz, [cit. 2025-03-21]. Dostupn\u00e9 online.<\/li>\n
HAVL\u00cd\u010cEK, Anton\u00edn. Novinky – kv\u011bten 2011 [online]. spaceprobes.kosmo.cz, [cit. 2025-03-21]. Dostupn\u00e9 online.<\/li>\n
HAVL\u00cd\u010cEK, Anton\u00edn. Novinky – \u010derven 2011 [online]. spaceprobes.kosmo.cz, [cit. 2025-03-21]. Dostupn\u00e9 online.<\/li>\n
HAVL\u00cd\u010cEK, Anton\u00edn. Novinky – listopad 2011 [online]. spaceprobes.kosmo.cz, [cit. 2025-03-21]. Dostupn\u00e9 online.<\/li>\n
HAVL\u00cd\u010cEK, Anton\u00edn. Novinky – leden 2012 [online]. spaceprobes.kosmo.cz, [cit. 2025-04-14]. Dostupn\u00e9 online.<\/li>\n
\u0160KREKA, Marcel. ASTRIN – Jedovat\u00fd mrak nad ju\u017en\u00fdm p\u00f3lom Titanu [online]. astrin.planetarium.sk, [cit. 2025-03-20]. Dostupn\u00e9 online.<\/li>\n
HAVL\u00cd\u010cEK, Anton\u00edn. Novinky – \u00fanor 2012 [online]. spaceprobes.kosmo.cz, [cit. 2025-04-14]. Dostupn\u00e9 online.<\/li>\n
HAVL\u00cd\u010cEK, Anton\u00edn. Novinky – kv\u011bten 2012 [online]. spaceprobes.kosmo.cz, [cit. 2025-03-21]. Dostupn\u00e9 online.<\/li>\n
GEMBEC, Martin. Pozoruhodn\u00fd ostrov v jeze\u0159e na Titanu [online]. 2014-06-26, [cit. 2018-06-07]. Dostupn\u00e9 online. (\u010desky)<\/li>\n
Cassini Press Release. Z\u00e1hadn\u00fd ostrov v jazere Titanu. Kozmos, 2015, ro\u010d. 46, \u010d\u00eds. 2, s. 7.<\/li>\n
Cassini Explores a Methane Sea on Titan [online]. [Cit. 2017-06-27]. Dostupn\u00e9 online.<\/li>\n
GREICIUS, Tony. NASA’s Cassini Spacecraft Reveals Clues About Saturn Moon [online]. 2015-11-24, [cit. 2017-06-27]. Dostupn\u00e9 online. Archivovan\u00e9 2017-01-17 z origin\u00e1lu. (po anglicky)<\/li>\n
Methane-filled canyons line Titan\u2019s surface, study finds [online]. [Cit. 2017-06-27]. Dostupn\u00e9 online. (po anglicky)<\/li>\n
MAJER, Du\u0161an. Duny a dal\u0161\u00ed \u00fatvary na Titanu. Kosmonautix.cz (Jihlava: Du\u0161an Majer), 2016-09-08. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-21].<\/li>\n
MAJER, Du\u0161an. Cassini sledovala obla\u010dnost na Titanu. Kosmonautix.cz (Jihlava: Du\u0161an Majer), 2016-11-07. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-21].<\/li>\n
PLAUCHOV\u00c1, Jana. ASTRIN – Cassini: Z\u00e1ver jedine\u010dnej misie [online]. astrin.planetarium.sk, [cit. 2025-03-19]. Dostupn\u00e9 online.<\/li>\n
MAJER, Du\u0161an. P\u0159\u00edstroj k hled\u00e1n\u00ed slou\u010denin pro \u017eivot na Titanu. Kosmonautix.cz (Jihlava: Du\u0161an Majer), 2023-03-22. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-21].<\/li>\n
MAJER, Du\u0161an. Mise Dragonfly je zaji\u0161t\u011bn\u00e1. Kosmonautix.cz (Jihlava: Du\u0161an Majer), 2024-04-19. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-19].<\/li>\n
MARTINEK, Franti\u0161ek. NASA vyv\u00edj\u00ed ponorku pro v\u00fdzkum Saturnova m\u011bs\u00edce Titan. astro.cz (Ond\u0159ejov: \u010cesk\u00e1 astronomick\u00e1 spole\u010dnost), 2018-03-05. Dostupn\u00e9 online [cit. 2025-03-27].<\/li>\n
ZAMAROVSK\u00dd, Vojtech. Bohovia a hrdinovia antick\u00fdch b\u00e1j\u00ed. [s.l.] : Perfekt, Bratislava. ISBN 80-8046-203-8. S. 441.<\/li>\n<\/ul>\n
Mohlo by v\u00e1s zauj\u00edma\u0165<\/h2>\n
\n
Zauj\u00edmavosti o Jupiteri a Saturne<\/a><\/li>\n
Enceladus<\/a><\/li>\n
Triton<\/a><\/li>\n
mesiac Io<\/a><\/li>\n
mesiac Eur\u00f3pa<\/a><\/li>\n<\/ul>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"
Prv\u00fdkr\u00e1t publikovan\u00e9 na slovenskej Wikip\u00e9dii. Autori pod\u013ea mno\u017estva pridan\u00e9ho textu: Jana Plauchov\u00e1 ako Eryn Blaireov\u00e1 89,3 %, JohnDC 4%, Adrian 3,6 %, Vegetator 1,3 %\u00a0(over si to). Text je dostupn\u00fd pod Creative Commons Attribution-ShareAlike License 3.0 a GFDL. Titan (Saturn VI) je najv\u00e4\u010d\u0161\u00ed a najhustej\u0161\u00ed z dosia\u013e zn\u00e1mych mesiacov plan\u00e9ty Saturn a po Jupiterovom mesiaci (pokračovať v čítaní…) <\/a><\/span><\/p>\n","protected":false},"author":1,"featured_media":0,"parent":677,"menu_order":0,"comment_status":"open","ping_status":"open","template":"","meta":{"footnotes":""},"_links":{"self":[{"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/pages\/9117"}],"collection":[{"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/pages"}],"about":[{"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/types\/page"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/users\/1"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=%2Fwp%2Fv2%2Fcomments&post=9117"}],"version-history":[{"count":7,"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/pages\/9117\/revisions"}],"predecessor-version":[{"id":9124,"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/pages\/9117\/revisions\/9124"}],"up":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/pages\/677"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/www.adhara.sk\/index.php?rest_route=%2Fwp%2Fv2%2Fmedia&parent=9117"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}