Abstrakt
Titel: Titan i fokus – observation och forskningssyfte
Författare: Markus Svensson
Uppsats: PA1201, 100 p
Handledare: Mats Persson (MSP)
Naturvetenskapsprogrammet, Allvar Gullstrandgymnasiet, läsåret 2007-2008
Problem/bakgrund:
Det finns vetenskaplig forskning som visar att Titan har en atmosfär, liknande jordens innan livet
uppstod. Detta förhållande väcker ett intressant perspektiv, om det är möjligt att hitta likheter
mellan Titan och jorden. Observationer och mätningar visar att det nästintill omöjligt kan uppstå liv
på Titan, på grund av de våldsamma förhållanden som råder där. Jordens klimat anpassades för
bildandet av encelliga organismer; vad verifierar att Titan är tråden att leda forskningen till en lösning
av mysteriet?
Syfte:
Undersökningen syftar till att skaffa kunskaper om Titan. Höjdpunkten är att studera Titan via
teleskop. Vidare är syftet att dokumentera Titan via digitala bilder. Livet på jorden har uppstått tack
vare att det har utvecklats en atmosfär, som blivit gynnsam för biologiska processer. Ett
bakomliggande syfte med undersökningen är att studera det intressanta förhållandet, att Titan har
en planetliknande atmosfär, som åtminstone hypotetiskt skulle kunna ge upphov åt liv under milda
klimatförhållanden.
Slutsats/resultat:
Undersökningen visar att det är möjligt att, med de observationsinstrument jag har haft tillgång till,
skaffa en god bild av såväl Saturnus som dess största måne Titan. Flera parametrar har i
undersökningen kunnat bestämmas beträffande Titans läge, avstånd och magnitud.
Nyckelord:
Planet. Saturnus. Måne. Titan. Atmosfär. Teleskop. Himmelskoordinater.
1
Innehåll
FÖRORD – VARFÖR TITAN I FOKUS? ................................................................................................................. 4
FORMLER OCH BETECKNINGAR ........................................................................................................................ 5
INLEDNING ....................................................................................................................................................... 6
1. PLANETEN SATURNUS .................................................................................................................................. 7
1.1. Uppkomst ................................................................................................................................................ 7
1.2. Struktur och fysik ..................................................................................................................................... 7
1.3. Atmosfär .................................................................................................................................................. 8
1.4. Bana och rotation .................................................................................................................................... 8
1.5. Väder ....................................................................................................................................................... 9
1.6. Ringsystemet ......................................................................................................................................... 10
2. SATURNUS’ MÅNAR ................................................................................................................................... 11
2.1. Indelning ................................................................................................................................................ 11
2.2. Den inre gruppen ................................................................................................................................... 12
2.2.1. Prometheus...................................................................................................................................................... 12
2.2.2. Janus ................................................................................................................................................................ 12
2.2.3. Epimetheus ...................................................................................................................................................... 12
2.2.4. Pallene ............................................................................................................................................................. 12
2.2.5. Telesto ............................................................................................................................................................. 13
2.2.6. Hyperion .......................................................................................................................................................... 13
2.3. Den större gruppen ................................................................................................................................ 13
2.3.1 Mimas ............................................................................................................................................................... 13
2.3.2 Enceladus .......................................................................................................................................................... 14
2.3.3. Dione ................................................................................................................................................................ 14
2.3.4. Rhea ................................................................................................................................................................. 15
2.3.5. Japetus ............................................................................................................................................................. 15
2.3.6. Titan ................................................................................................................................................................. 16
2.4. Den yttre gruppen ................................................................................................................................. 16
2.4.1. Phoebe ............................................................................................................................................................. 16
3. TITAN I FOKUS ............................................................................................................................................ 17
3.1. Omloppsbanan ...................................................................................................................................... 17
3.1.1. Keplers lagar .................................................................................................................................................... 17
3.1.2. Matematisk struktur ........................................................................................................................................ 18
3.1.3. Banans fysik ..................................................................................................................................................... 19
3.1.4. Banans lutning ................................................................................................................................................. 21
3.2. Atmosfären ............................................................................................................................................ 21
3.2.1. Sammansättning .............................................................................................................................................. 21
3.2.2. Magnetfältets inverkan .................................................................................................................................... 21
3.2.3. Titan vs. jorden ................................................................................................................................................ 22
3.2.4. Kolonisering av Titan ........................................................................................................................................ 23
3.3. Huygens’ landning ................................................................................................................................. 24
3.3.1. 1997-2004 ........................................................................................................................................................ 24
3.3.2. Tekniken bakom ............................................................................................................................................... 24
3.3.3. Huygens’ ögonblick .......................................................................................................................................... 26
3.3.4. Nedfärden i fokus............................................................................................................................................. 27
3.3.5. Ny forskning ..................................................................................................................................................... 29
4. TITAN FRÅN JORDEN .................................................................................................................................. 29
2
4.1. Markbaserad observationsteknik .......................................................................................................... 30
4.1.1. Elektromagnetisk strålning .............................................................................................................................. 30
4.1.2. Spektra ............................................................................................................................................................. 31
4.1.3. Astronomins tidsålder ...................................................................................................................................... 32
4.2. Laboration – Titan i fokus ...................................................................................................................... 35
5. FRÅN BÖRJAN TILL FRAMTIDEN – TACK TILL TBO ....................................................................................... 40
5.1. Från dröm till verklighet ........................................................................................................................ 40
SAMMANFATTNING ....................................................................................................................................... 42
APPENDIX....................................................................................................................................................... 43
Koordinater................................................................................................................................................... 43
Ekliptikan och himmelska kretslopp ............................................................................................................. 45
Precession ..................................................................................................................................................... 45
Planeternas rörelser ..................................................................................................................................... 45
Stjärnornas rörelser ...................................................................................................................................... 47
Stjärnornas ljusstyrka ................................................................................................................................... 48
LITTERATURFÖRTECKNING ............................................................................................................................. 50
3
Förord – varför Titan i fokus?
Allvar Gullstrandgymnasiet hade programinformation för de blivande gymnasisterna den 16
december 2004; jag var bland dem. Sedan långt tidigare hade jag motiverats och bestämt mig för att
söka in på det naturvetenskapliga programmet. De två sista åren i grundskolan hade en mycket bra
matematiklärare inspirerat mig att fatta tycke för matematik. Sista året gick det upp för mig att
matematik och fysik var min framtid, efter ett lyckat MVG i fysik. Redan tidigare hade jag ständigt
fascinerats av stjärnorna och inkasserade bok efter bok, men det gick aldrig upp för mig förrän
informationsdagen på gymnasiet. Besökarna visades in i en presentationssal, Saturnus om jag minns
rätt. Den informerande läraren gjorde en presentation av samtliga valbara inriktningar och möjliga
yrkesvägar efter studenten för respektive inriktning. När det naturvetenskapliga programmet
redogjordes för och möjliga yrkesvägar presenterades blev det självklart; jag ville bli rymdingenjör,
eller astronom som jag på senare tid har vant mig vid.
Första året på den naturvetenskapliga inriktningen ökade min respekt för matematik markant och jag
fattade snabbt mer tycke för ämnet, inte minst för turen med den utsedde matematik- och
fysikläraren, vilket blev en stor tillgång för min del. Under kommande vårtermin började också den
efterlängtade fysikkursen och allt eftersom blev min framtidsdröm mer uppenbar. Nästkommande
vårtermin i årskurs två började det dra ihop sig att bestämma sig för ett lämpligt område att fördjupa
sig i inför projektarbetet. Tidigare hade jag bestämt att mitt projektarbete skulle innefatta någonting
inom astronomin. Efter min uppfyllda önskan om ett eget teleskop julen år 2005 ville jag utföra egna
observationer. Under vårterminen var uppdateringar kring rymdprojektet Cassini-Huygens aktuella
nyheter och huvudämnet var Titan. Saturnusmånen skulle bli ett intressant område att fördjupa sig i,
inte bara med avseende på Cassini-Huygens, utan även på omfattande studier av dess planetliknande
atmosfär som kan motsvara jordatmosfären, innan livet uppstod.
Projektarbetet är indelat i en teoretisk fas och en praktisk fas. Den teoretiska fasen omfattar först två
inledande, relativt korta kapitel – Planeten Saturnus och Saturnus’ månar – som ytligt diskuterar
Saturnus som planet med avseende på fysikalisk struktur, såsom planetarisk uppbyggnad och
beteende i banan kring solen, och Saturnus som centralkropp i ett roterande system med avseende
på månarna, såsom omloppsbeteende och grundläggande data om fysikalisk struktur och status.
Följande kapitel – Titan i fokus – refererar direkt till titeln och är huvudkapitlet, där Titan ställs i
fokus med avseende på banans matematiska struktur och atmosfären. I projektarbetets avslutande
kapitel – Titan från jorden – ingår den praktiska fasen som en laborationsrapport, i vilken en egen
observation av Titan från Tycho Brahe-observatoriet (vidare skrivet TBO) i Oxie genomförs. Övriga
ingående delkapitel diskuterar markbaserade observationer med avseende på observationsteknik
och himmelssfären, som står skrivet som ett appendix längst bak. De knyter samman laborationen
med tillämpningar och metoder för en fulländad observation.
Inom astronomin beskrivs tid och rum med enorma tal som man vanligen inte använder i
vardagslivet. För att talen inte skall göra texten otymplig, så skrivs de i grundpotensform;
1 000 000 000 (en miljard) skrivs till exempel 1·109 (en etta följd av 9 nollor). Läsaren kommer också
bekanta sig med enheter för olika storheter som (ofta) refererar till SI-systemet; längd, massa, tid,
tryck och temperatur har grundenheterna meter (m), kilogram (kg), sekund (s), Pascal (Pa) respektive
Kelvin (K) eller grader Celsius (°C). Längd blir inom astronomin ganska otympligt att uttrycka i meter
eller kilometer (km) och uttrycks ofta i astronomisk enhet (AE), ljusår (ly) eller parsek (pc), vilka inte
ingår i SI-systemet.
4
Formler och beteckningar
Ellipsens geometri (se nedan s. 18):
Excentricitet:
Ellipsens ekvation:
Fysikaliska lagar (se nedan s. 20):
Den allmänna gravitationslagen:
Newtons andra lag:
Fysikaliska fenomen (se nedan s.32):
Dopplereffekten:
Astronomiska formler (se nedan s. 47f):
Trigonometrisk parallax:
Egenrörelse för en stjärna:
Tangentialhastighet för en stjärna:
Apparent magnitud:
Absolut magnitud:
De trigonometriska lagarna (se nedan s. 38f):
Matematiska beteckningar:
Lika med, =
Ungefär, ≈
Större än, >
Mindre än, <
Större än eller lika med, ≥
Mindre än eller lika med, ≤
5
Inledning
Rymdexpeditioner har åstadkommit revolutionerande resultat för astronomin under flera decennier;
Apollo, Voyager och Cassini-Huygens för att bara nämna några. Apollo 11 som var den första
bemannade farkosten att landa på månen 1969, Voyager 1 och 2 som ingick i ett program att
undersöka solsystemets planeter och Cassini-Huygens med syftet att studera Saturnussystemet med
dess största måne Titan som huvudmål; dessa expeditioner, vars teknik baserades på insamlad data
från åtskilliga observationer, vore inte möjliga utan syfte och kunskap om avstånd, tid och läge.
Samtliga parametrar bestäms utifrån markbaserad forskning och noggranna studier.
Cassini-Huygens lämnade jorden den 15 oktober 1997 och fångades in av Saturnus’ gravitation den 1
juli 2004, med ett fyra år långt forskningsprojekt framför sig. Under dessa år avslöjade bilder från
Cassini fascinerande egenskaper hos såväl Saturnus som dess månar. Huygens ingick i ett speciellt
uppdrag att utforska Titan. Det gjordes en nedfärd i den 600 km tjocka atmosfären. Mätningar av
atmosfärisk sammansättning, vindar och underlaget vid kraschlandningen var bara ett fåtal resultat
av de 750 bilder som Huygens producerade under den 2 timmar, 27 minuter och 13 sekunder långa
nedfärden.
Undersökningar har visat att Titans planetliknande atmosfär har många likheter med den atmosfär
man antar kunde finnas på jorden, innan livet uppstod. Hypotetiskt skulle man, genom studier av
Titan, kunna skapa kunskap om hur livet uppstått på jorden. Detta förutsätter dock att förhållandena
på Titan är jämförbara med jorden, vilket kanske inte är sannolikt. Titan är en mycket intressant
himlakropp att fördjupa sig i, eftersom den har fått stor uppmärksamhet. Detta projektarbete
avslöjar inga nya forskningsresultat, utan är baserat på uppgifter som Cassini-Huygens och tidigare
observationer har plockat fram. Målet med projektet är ändå att själv observera Saturnussystemet
med bra amatörteleskop på TBO. Syftet med observationen var att dels få min uppfattning av
Saturnus bekräftad och dels att genomföra möjliga mätningar av Titan. Ett delmål som aldrig gick i
uppfyllelse var att med hjälp av en webbkamera, kopplad till ett teleskop, se Titans skiva; som ett
vardagligt problem erbjöd instrumenten begränsade ramar för vad som kunde utföras och Titan är
förhållandevis ljussvag för sitt avstånd från jorden. Väderförhållandena och Saturnus’ läge relativt
jorden hade stor inverkan på observationen. Tiden blev lite knapp för att Titan skulle hamna i rätt
position under goda väderförhållanden. Detta utvecklades under projektarbetet till en dramatisk
kamp mellan tiden, vädret och min observation. Intill vårkanten 2008 hade dock stjärnklara kvällar
yttrat sig alltmer och molnen lämnade stora fickor mellan sig. Den 14 februari 2008 stod Saturnus
dessutom i opposition relativt solen, vilket förbättrade förutsättningarna och lördagen den 15
februari 2008 hörde biträdande observatoriechefen Anders Nyholm av sig och observation
bestämdes till kvällen. Saturnus befann sig under några timmar i en molnficka och bilderna blev
fantastiska, för att inte tala om upplevelsen.
6
1. Planeten Saturnus
Saturnus är solsystemets näst största planet och den sjätte i ordningen från centrum (solen). Den är
huvudsakligen uppbyggd av väte och har på så vis den lägsta densiteten av de åtta (bekräftade)
planeterna. Med sitt vackra ringsystem, som omsluter blir Saturnus en vackert framträdande
himlakropp att observera på natthimlen. Dessutom är det den mest avlägsna planet som kan ses för
blotta ögat.
1.1. Uppkomst
Det finns två teorier om hur det yttre solsystemet, de så kallade gasjättarna, har bildats. Tanken att
dess ursprung är likartat med det inre solsystemets råder inte. I likhet med alla de andra planeterna,
bildades Saturnus av rester från det gasmoln och det stoft som gav upphov åt solens bildande. Hur
sedan de yttre planeterna kunnat växa till stora gasjättar vilar på de två teorierna. Den ena är att isoch stoftpartiklar kolliderade och slogs samman till de yttre planeternas fasta kärnor som sedan, med
sin tyngdkraft, drog till sig gaser. Den andra teorin är att den skiva av rymdgrus som omgav den unga
solen sprack upp i mindre klot av gas och stoft, som sedan drogs samman till planeter. Under
miljontals år kolliderade fasta partiklar med varandra och byggde upp så kallade planetesimaler
(planetesimal, beteckning på en liten is- eller stenkropp som bildats i den ursprungliga solnebulosan
och som rör sig kring den nybildade solen1). Dessa blev tillräckligt stora för att deras tyngdkraft skulle
dra till sig mer materia och ibland kolliderade de och slogs samman.2
1.2. Struktur och fysik
Saturnus har en yta av 42,61 miljarder km2 och en volym som rymmer 764 jordklot, men uppnår en
massa motsvarande 95 jordmassor (5,6846·1026 kg). Detta beror huvudsakligen på att planeten är
uppbyggd av de lättaste grundämnena, nämligen väte och helium, vilka båda förekommer i både gasoch vätskeform. På grund av Saturnus’ låga densitet skulle dess tyngd övervägas av vattnets lyftkraft,
vilket innebär att Saturnus teoretiskt sett skulle flyta om den placerades i en tillräckligt stor ocean.
Saturnus har ingen märkbar yta; dess yttre skikt är den gasformiga atmosfären. Inuti planeten ökar
temperatur och tryck med djupet, väte- och heliumatomerna tvingas allt närmare varandra tills de
övergår till en flytande vätska. Längre in mot kärnan förlorar atomerna sina elektroner och uppträder
där som flytande metall. Inom detta område genererar elektriska strömmar ett magnetfält, vars
styrka uppnår 71 procent av jordens magnetfält (se nedan s. 21f Magnetfältets inverkan). Kärnan
motsvarar 10-20 jordmassor. Enligt en teori bildades denna genom att stoftpartiklar slogs samman i
centrum.
Saturnus avviker inte märkbart från Jupiter vad gäller uppbyggnad
och fysikaliska egenskaper. Båda planeterna är gasjättar och båda
roterar snabbt kring sin egen axel, vilket orsakar en avplattning vid
polerna. Saturnus’ gravitation vid ytan ligger på 10,46 m/s2. Om
man ”klyver” Saturnus, så ser man den tunna atmosfärens
avgränsning med ytan (se figur 1.1); molnlagren utgör bara ett
400 km tjockt ”skal”. Planetens inre är mycket lugnare än
Illustration: Den fria encyklopedin
atmosfären.3
Figur 1.1
Jupiter och Saturnus i skalenligt format.
Ringsystemen är försummade!
1
Ahlin Per, Stenholm Björn & Sundman Anita, Astronomisk uppslagsbok s. 194, Bokförlaget Prisma, 2005.
http://sv.wikipedia.org/wiki/Saturnus, 25.06.2007. Elektronisk.
3
Rees Martin red. Universum – illustrerat uppslagsverk s. 186, Globe Förlaget, 2006.
2
7
1.3. Atmosfär
Saturnus’ atmosfär framträder som ett ljusgult molntäcke (se figur 1.2) och utgör planetens synliga
yta. Parallellt med ekvatorn ligger band i olika nyanser. Temperaturen i det övre molnlagret ligger
omkring -140 °C och minskar ju längre ned i atmosfären man kommer. Eftersom olika ämnen
kondenserar till vätskedroppar vid olika temperaturer bildas moln med olika sammansättning på
olika höjder i atmosfären. Saturnus’ atmosfär tros bestå av tre molnlager. Det översta (det synliga)
molnlagret består av frusna ammoniakkristaller. Nedanför detta ligger det mellersta molnlagret med
ammoniumhydrosulfid. Det lägsta, fortfarande inte studerade, molnlagret består av vattenis.
Foto: NASA
Figur 1.2
Saturnus med månarna Dione och Tethys
i skuggan av sin planet.
/Voyager 1, den 3 november 1980
Den övre atmosfären absorberar ultraviolett ljus och
temperaturen ökar därför här, vilket leder till att ett tunt lager
av diffus smog bildas, som också ger planeten sin otydliga
framtoning. Smogen byggs upp på den sida som är riktad mot
solen. Saturnus strålar ut drygt dubbelt så mycket energi som
den absorberar från solen (men på andra våglängder än vad
ögat kan se). Den extra energin utvecklas av regndroppar av
helium inuti det metalliska skalet. Regndropparna omvandlar
rörelseenergi till värme (på grund av friktion) när de faller in mot
planetens centrum. Värmen transporteras genom den lägre
atmosfären och ger, tillsammans med rotationen, upphov åt
vindarna på Saturnus. Atmosfären består till största delen av
väte, närmare bestämt 96,3 procent. Övriga 3,7 procent utgörs
av helium och spårämnen. Spårämnena innefattar metan,
ammoniak, etan och deuterium (beteckning på en isotop av väte
med en neutron förutom protonen i kärnan och kallas vanligen
”tungt väte”1). Man vet ännu inte vilket/vilka ämne/ämnen som
färgar atmosfärens moln och fläckar.2
Mer grundläggande data om atmosfärens
sammansättning kan du läsa i tabell 1.1. Observera att
metan, ammoniak, etan och deuterium utgör
resterande 0,45 procent av atmosfärens
sammansättning (de innefattar den ämnesgrupp som
kallas spårämnen).
Tryck
Väte
Helium
Metan
Ammoniak
Deuterium
Etan
mer än 1000 bar
96,3 %
3,25 %
4500 ± 2000 ppm
125 ± 75 ppm
110 ± 58 ppm
7 ± 1,5 ppm
Tabell 1.1
Saturnus’ atmosfärs sammansättning (trycket på
1000 bar motsvarar 100 000 Pa).
1.4. Bana och rotation
Längs sin bana på medelavståndet 1,43 miljarder km från solen och med medelfarten 9,69 km/s
fullbordar Saturnus ett varv kring solen på 29,46 jordår. Rotationsaxeln lutar 26,7° mot banplanet
(jordens rotationsaxel lutar 23,5°), vilket medför att när Saturnus rör sig längs sin bana, så pekar
nord- och sydpolen omväxlande mot solen. Denna växling kan observeras från jorden genom att
ringsystemet (se figur 1.5) ”öppnar” och ”sluter” sig vid olika lägen relativt jorden. Med figur 1.3 som
mall redogörs för huruvida ringsystemet ”öppnar” och ”sluter” sig vid olika tidpunkter under
Saturnus omlopp kring solen.
1
2
http://sv.wikipedia.org/wiki/Deuterium, 26.06.2007. Elektronisk.
Rees Martin red. s. 187, 2006.
8
Illustration: Universum – illustrerat uppslagsverk
Figur 1.3
Anta att ringarna syns rakt från kanten i början av ett varv. Därefter ses en allt större del av ringarna uppifrån när
nordpolen tippar alltmer mot solen. Ringarna sluts så småningom igen och ”försvinner” när nordpolen börjar tippa bort från
solen efter ett halvt varv (14,73 jordår). Vid denna tidpunkt syns de rakt från kanten igen och nu lutar sydpolen alltmer mot
solen och ringarna börjar ses alltmer från undersidan, för att sedan slutas igen när sydpolen börjar vända sig bort från solen.
När ett varv är fullbordat ses ringarna rakt från kanten igen och så fortsätter samma omloppsprocess. Saturnus befinner sig
i perihelium (närmast solen) när sydpolen är riktad mot solen och i aphelium (längst bort ifrån solen) när nordpolen är riktad
mot solen. Saturnus roterar kring sin egen axel samtidigt som den rör sig i sin bana kring solen. Den snabba rotationen gör
1
att planeten ”plattas av”. Följden blir den att planeten är omkring 10 procent större vid ekvatorn än vid polerna.
1.5. Väder
I den övre atmosfären kan, sett från jorden, väldiga stormar bestående av ammoniakis observeras
som stora vita fläckar när de stiger ovanför dimmorna. De uppstår vart trettionde år eller när det är
midsommar (sommarsolstånd) på norra halvklotet; än så länge finns det ingen förklaring till deras
uppkomst. Den senaste av dessa ”stora vita fläckar” observerades den 25 september 1990. Den
spred sig nästan hela vägen runt Saturnus’ ekvatorsområde och varade över en månads tid.2
Mindre och olikfärgade ovala fläckar och bandliknande strukturer observeras
mera regelbundet. Cassini observerade år 2004 ett område på Saturnus yta
som dominerades av stormar, numera känt under namnet ”stormbanan”.
Vindarnas hastigheter och riktningar bestäms genom att observera stormar
och moln. Saturnus dominerande vindar blåser österut, i samma riktning som
rotationen, och kan vid ekvatorn uppnå en hastighet av 1 800 km/h. Figur 1.4
avslöjar stormar som framstår som otydliga bandliknande strukturer.
Fläckarna kan tyckas små, men de kan vara tusentals km breda. Det väsentliga
i bilden är det mörka ögat, som omges av ljusa moln. Regionen befinner sig
46° söder om ekvatorn (koordinatangivelser diskuteras mer djupgående
nedan s. 43f Koordinater).3
1
Rees Martin red. s. 186, 2006.
Rees Martin red. s. 188, 2006.
3
Rees Martin red. s. 188, 2006.
2
9
Foto: NASA
Figur 1.4
”Stormarna i fokus”.
/Cassini, den 12 augusti
2007
1.6. Ringsystemet
Saturnus vackra framtoning på natthimlen domineras främst av det omslutande ringsystemet. Detta
absolut mest omfattande, tyngsta och iögonfallande system i hela solsystemet observerades först av
astronomen Galileo Galilei år 1610. År 1655 avslöjade Christian Huygens det som materieband, som
ändrade utseende beroende av Saturnus läge i förhållande till jorden. I själva verket är ringarna
ansamlingar av grus, sten och isbitar, som alla följer individuella banor kring Saturnus. Storleken på
dessa kroppar varierar från små stoftkorn till flera meter stora klippstycken. De reflekterar ljus väl,
vilket gör dem ljusa och lätta att observera. De individuella ringarna betecknas med bokstäver (se
figur 1.5).1
Foto: NASA
Figur 1.5
Övergripande bild, tagen av Cassini, av Saturnus ringsystems indelning och en hänvisning till texten nedan. Huvudringarna
framgår i naturlig färg. Avståndet från D-ringens innerkant till F-ringen är cirka 65 000 km.
Ringarnas namn är ordnade i upptäcktsordning. De enklast observerbara ringarna är C-, B- och Aringen. Dessa avgränsas av mindre ringar, bestående av mycket små partiklar som därför nästan är
genomskinliga. Den tunna F-ringen, den bredare G-ringen och den diffusa E-ringen ligger utanför
huvudringarna. D-ringen, belägen inom C-ringen, fullbordar systemet (se tabell 1.2).
Namn
D-ringen
C-ringen
B-ringen
Cassinis delning
A-ringen
Enckes delning
F-ringen
Janus-Epimetheus ring
G-ringen
E-ringen
Radie från Saturnus medelpunkt (km)
66 900–74 510
74 658–92 000
92 000–117 580
117 580–122 170
122 170–136 775
133 589
140 180
149 000–154 000
170 000–175 000
181 000–483 000
Tabell 1.2
1
Rees Martin red. s. 189, 2006.
10
Bredd (km)
7 500
17 500
25 500
4 700
14 600
325
30–500
5 000
5 000
302 000
Foto: NASA
Figur 1.6
Ringsystemet rakt från sidan.
/Cassini, den 8 augusti 2007
Ringarna förändras långsamt med tiden. Saturnus’ innersta månar
rör sig inuti ringsystemet och växelverkar med det. En del fungerar
som herdemånar, som ”håller” ringpartiklar inom särskilda ringar,
varvid delningarna bevaras. Prometheus (se nedan s. 12
Prometheus) och den minsta herdemånen Pandora fungerar på
detta sätt på varsin sida om F-ringen. Figur 1.6 ger en uppfattning
om ringarnas papperstunna karaktär i förhållande till Saturnus,
men i själva verket begränsas tjockleken till 1,5 km. Den svagt ljusa
pricken till vänster om planeten är Dione, Saturnus’ fjärde största
måne.1
2. Saturnus’ månar
52 månar är bekräftade kring Saturnus (uppgifter från NASA, tagna den 23 mars 2008), varav 43 av
dessa har upptäckts sedan år 1980 med Voyager och Cassini, samt med förbättrad jordbaserad
observationsteknik. Fler månar väntas bli upptäckta kring Saturnus med framtida observationer. Den
först upptäckta månen var Titan (se nedan s. 16 Titan), vilken också är den största av Saturnus’
månar. Saturnusmånarna består av en blandning av sten och vattenis. Några har en kraterrik yta,
medan andra visar tecken på tektonik (förändringar vid ytan som resultat av horisontella och
vertikala förändringar i jordskorpan, såsom veckningar, förkastningar och överskjutningar2) eller
isvulkaner (isvulkan eller kryovulkanism, från grekiskans kryo, ”kall”, beteckning på en vulkan som
består av is och förekommer på ismånar och möjligtvis på andra frusna astronomiska objekt3). Ofta är
månarna uppkallade efter jättar från sagor. De första som upptäcktes är uppkallade efter titanerna,
bröder och systrar till Kronos (Saturnus) i den grekiska mytologin. Senare upptäckta månar har fått
galliska, inuitiska eller fornnordiska namn. Sett från jorden är månarna endast små ljusprickar, men
Voyager och Cassini visade att de i själva verket är små världar.4
2.1. Indelning
Saturnus’ månar kan delas in i tre olika grupper. Den första gruppen, de inre månarna, är små med
skiftande utseende från måne till måne. Den andra gruppen utgörs av de större månarna, som är
stora och klotformade. Medlemmarna inom dessa två grupper rör sig i banor kring Saturnus inom
eller strax utanför ringsystemet. Den tredje gruppens månar ligger långt bortom de två andra
grupperna; Saturnus’ mest avlägsna måne befinner sig över 23 miljoner km från planeten. Dessa
månar är mycket små och oregelbundet formade. De är endast några få eller några tiotal km
tvärsöver. Deras banor lutar kraftigt, vilket tyder på att de är infångade objekt. Nedan följer en
redogörelse för ett urval av representanter från respektive grupp. Urvalet är baserat på det urval som
gjorts i Universum – illustrerat uppslagsverk.
1
Rees Martin red. s. 189, 2006.
http://sv.wikipedia.org/wiki/Tektonik, 26.07.2007. Elektronisk.
3
http://sv.wikipedia.org/wiki/Isvulkan, 26.07.2007. Elektronisk.
4
Rees Martin red. s. 188, 2006.
2
11
2.2. Den inre gruppen
Avstånd från Saturnus: 139 353 km
2.2.1. Prometheus Omloppstid: 0,61 jorddygn
Längd: 148 km
/Cassini, den 28 juni 2007
Foto: NASA
Figur 2.1
Prometheus rör sig i en bana strax innanför F-ringen och växelverkar med denna. Genom studier,
framtagna av Cassini, tror man att Prometheus samverkar med F-ringen. En möjlig teori är att
Prometheus drar ut partiklar från F-ringen via en materiebrygga, som är sammanlänkad med månen
och F-ringen, och fungerar på så vis som en herdemåne (se även ovan s. 11).1
2.2.2. Janus
Avstånd från Saturnus: 151 472 km
Omloppstid: 0,69 jorddygn
Längd: 194 km
/Cassini, den 29 maj 2007
Foto: NASA
Figur 2.2
Janus är en kraterrik och oregelbundet formad måne som rör sig i en bana strax utanför F-ringen, 50
km längre ut än grannen Epimetheus (se nedan Epimetheus). Janus observerades för första gången i
december 1966 och uppkallades då efter den romerske guden Janus (som kunde se bakåt och framåt
samtidigt). I februari 1980 bekräftades den som en måne, efter att data från Voyager 1 hade
studerats.
2.2.3. Epimetheus
Avstånd från Saturnus: 151 422 km
Omloppstid: 0,69 jorddygn
Längd: 138 km
/Cassini, den 14 juli 2005
Foto: NASA
Figur 2.3
Epimetheus och Janus är ett koorbitalt par, vilket innebär att de rör sig i banor mindre än 50 km ifrån
varandra (strax utanför F-ringen) och har därför en gemensam bana kring Saturnus. De byter bana
vart fjärde år och hamnar på så sätt i tur och ordning något närmare Saturnus. Epimetheus är en
gropig måne; 28 km längre än vad den är bred och ingår bland de månar, som ligger inuti
ringsystemet. Epimetheus rör sig ständigt med samma sida vänd mot Saturnus, den har så kallad
bunden rotationstid (precis som jordens måne), därför att rotationstid och omloppstid är desamma.
Tillsammans med Prometheus fungerar Epimetheus som en herdemåne som ”håller” partiklarna i Fringen. Dess existens bekräftades den 28 februari 1980, men misstäcktes redan år 1967. Den blev en
av de åtta månar som upptäcktes med data från Voyager det året.
2.2.4. Pallene
Avstånd från Saturnus: 211 000 km
Omloppstid: 1,14 jorddygn
Längd: 4 km
/Cassini, den 1 juni 2004
Foto: NASA
Figur 2.4
Från data, insamlad av Cassini, upptäcktes år 2004 en möjlig existens av två små månar, vars banor
ligger mellan de större månarna Mimas och Enceladus (se nedan s. 13f Mimas respektive Enceladus).
De gavs, som i alla sådana fall, provisoriska beteckningar (S/2004 S1 och S/2004 S2). De båda
1
Rees Martin red. s. 190, 2006.
12
månarna har i efterhand fått namnen Pallene och Methone. De identifierades på bilder som ingick i
ett program att söka nya månar kring Saturnus. I hopp om att finna något, ökade man kontrasten i
bilderna. Under 9,25 timmars exponering togs 28 bilder som klipptes ihop till en film.1 Figur 2.4 är en
sekvens från förloppet, där Saturnus är överexponerad för att förbättra chansen att kunna hitta nya
små och ljussvaga månar. Den svagt ljusa inramningen markerar området, inom vilket Pallene rörde
sig i just den sekvensen.
2.2.5. Telesto
Avstånd från Saturnus: 294 660 km
Omloppstid: 1,89 dygn
Längd: 30 km
/Cassini, den 11 oktober 2005
Foto: NASA
Figur 2.5
Den oregelbundet formade månen Telesto rör sig i en bana inuti E-ringen med två andra månar;
Calypso, som är ungefär lika stor som Telesto och Tethys, som tillhör de större månarna. Telesto rör
sig i banan 60° före Tethys och Calypso rör sig i banan 60° efter Tethys. Dessa lägen som Telesto och
Calypso befinner sig i kallas Lagrangepunkter (librationspunkter, jämviktslägen för en kropp med
försumbar massa, vilken påverkas av gravitationen från två stora massor i cirkelrörelse kring en
gemensam tyngdpunkt2). I dessa två lägen kan månarna behålla en stabil balans mellan
gravitationskraften från Saturnus och Tethys. Telesto upptäcktes år 1980 med bilder tagna av
Voyager.3
2.2.6. Hyperion
Avstånd från Saturnus: 1,48 miljoner km
Omloppstid: 21,28 jorddygn
Längd: 370 km
/Cassini, den 23 juli 2007
Foto: NASA
Figur 2.6
Hyperion är en oregelbunden måne med en bredd på (i genomsnitt) 280 km, vilket gör den till en av
de största icke-sfäriska kropparna i solsystemet. Den rör sig i en bana strax utanför Titans bana.
Månen har en kraterrik yta med djupa stup. Den ärriga ytan kan tyda på att Hyperion ursprungligen
är ett fragment av en tidigare större kropp som slagits sönder vid ett, för länge sedan, kraftigt
nedslag. Hyperions onormala karaktär stärks ännu mer i och med upptäckten av kroppen; inom två
dygn i september 1848 upptäckte, oberoende av varandra, både USA och Storbritannien denna
måne.4
2.3. Den större gruppen
Avstånd från Saturnus: 185 520 km
2.3.1 Mimas
Omloppstid: 0,94 jorddygn
Diameter: 418 km
/Cassini, den 12 juni 2007
Foto: NASA
Figur 2.7
Mimas är en av de större månarna som ligger närmast Saturnus. Den rör sig i en bana i den yttre
delen av ringsystemet, med bunden rotation. Liksom de andra större månarna är Mimas en rund
kropp, men inte en perfekt sfär; den är omkring 30 km längre än vad den är bred.
1
Rees Martin red. s. 190, 2006.
Ahlin Per, Stenholm Björn & Sundman Anita, s. 141, 2005.
3
Rees Martin red. s. 192, 2006.
4
Rees Martin red. s. 195, 2006.
2
13
Mimas’ isiga kropp har en fullständigt ärrad yta av nedslagskratrar, varav
många som är större än 20 km tvärsöver har ett centralberg. Den mest
framträdande av dessa kratrar är Herschel (se figur 2.8). Denna enorma
krater är omkring 130 km bred, nästan 10 km djup och har ett tydligt
centralberg. Om kroppen som orsakade denna krater hade varit större,
kunde den rentav ha krossat hela månen i småbitar. Mimas upptäcktes
den 18 juli 1789 av astronomen William Herschel, som också gav namn
åt kratern.1
Foto: NASA
Figur 2.8
Herschel med sitt centralberg.
/Cassini, den 9 juni 2007
2.3.2 Enceladus
Avstånd från Saturnus: 238 020 km
Omloppstid: 1,37 jorddygn
Diameter: 512 km
/Cassini, 28 juni 2007
Foto: NASA
Figur 2.9
Foto: NASA
Figur 2.10
Gejsrar på Enceladus’ sydpol.
/Cassini, 2005
Enceladus är den tionde månen från Saturnus och rör sig i en bana
inom E-ringen. Banan ligger i den tätaste delen av ringen. Kratrar är
koncentrerade till vissa regioner och i övrigt finns där sprickor, räfflor
och kammar. Färgförstärkta bilder har avslöjat detaljer i berggrunden
som inte tidigare har observerats. Den blå färg som har observerats i
vissa sprickväggar kan ha ursprung från fast is, eller tyda på att
sammansättning och/eller storlek av den djupare liggande isen är
annorlunda än på ytan. Under år 2005 lades Enceladus till bland de
kropparna (jorden, Jupiter och Io) i solsystemet med geologiska
aktiviteter som omformar deras yta, då Cassini dokumenterade
Enceladus’ sydpol som bestående av varma källor som aktivt spyr ut
vattenånga i Enceladus’ atmosfär (se figur 2.10).2
Man har länge trott att Enceladus förser E-ringen med material i och med dess läge i ringen, men
med upptäckten av gejsrarna på sydpolen, stärktes teorin. För övrigt är Enceladus’ yta är frostig och
har en bra reflexionsförmåga, vilket gör just denna måne till den ljusaste i solsystemet. Ytans
terrängförhållanden tyder på att Enceladus har fått uppleva mycken tektonisk aktivitet och
ytförnyelse under sin tid. Dessa omfattande förändringar i berggrunden är överraskande stora för att
ske på en sådan liten kropp (Mimas är ungefär lika stor, men inaktiv). Enceladus upptäcktes av
William Herschel den 28 augusti 1789.3
2.3.3. Dione
Avstånd från Saturnus: 377 400 km
Omloppstid: 2,74 jorddygn
Diameter: 1 120 km
/Cassini, den 24 juli 2007
Foto: NASA
Figur 2.11
Dione är den mest avlägsna månen inuti Saturnus’ ringsystem och rör sig i en bana i E-ringens
utkanter, tillsammans med två andra månar, Helene och Polydeuces. Helene ligger 60° framför Dione
och Polydeuces ligger 60° bakom. Giovanni Domenico Cassini upptäckte Dione år 1684 (vid samma
1
Rees Martin red. s. 191, 2006.
http://www.planetary.org/news/2005/0730_Enceladus_South_Polar_Stripes_Spew.html, 30.04.2008.
3
Rees Martin red. s. 192, 2006.
2
14
tillfälle som han upptäckte Tethys). Dione har högre andel sten i sin blandning av sten och is än vad
de flesta andra månarna har (endast Titan har mer) och därför har den också den näst största
densiteten av Saturnus’ månar. Terrängen visar tecken på tektonisk verksamhet och ytförnyelse. Det
finns kammar, förkastningar, dalar, sänkor och även kratrar, vilka är mer förekommande på vissa
delar av månytan än på andra. Den största kratern är över 200 km tvärsöver. Dione har också ljusa
stråk på ytan, vilka består av is som reflekterar solljuset väl.
2.3.4. Rhea
Avstånd från Saturnus: 527 040 km
Omloppstid: 4,52 jorddygn
Diameter: 1 528 km
/Cassini, den 21 juli 2007
Foto: NASA
Figur 2.12
Vid första anblicken påminner Rhea om jordens måne med sin kraterrika terräng som täcker stora
delar av ytan. Rheas yta består dock av ljus is. Det finns tecken på ytförnyelse, men inte i den
utsträckning som man skulle kunna förvänta sig av en stor måne. Rhea är Saturnus’ näst största måne
(efter Titan), men mindre månar som dess inre grannar Dione och Tethys visar en mer omfattande
ytförnyelse. Forskare tror att Rhea frös en gång i tiden, blev kall och stel. Isen har därefter uppfört sig
som hårt berg. Rheas kratrar är till exempel väl bevarade i isskorpan. Kratrar på andra ismånar, som
Jupiters Callisto, har kollapsat i den mjuka isskorpan. Rhea är den första månen som rör sig i en bana
utanför ringsystemet.1
2.3.5. Japetus
Avstånd från Saturnus: 3,56 miljoner km
Omloppstid: 79,33 jorddygn
Diameter: 1 436 km
Foto: NASA
Figur 2.13
/Voyager 2, den 22 augusti
1981
Japetus’ bana skiljer sig från de flesta andra inre och större månarna på så vis att den inte ligger i
Saturnus’ ekvatorsplan. Japetus’ bana lutar 14,72° mot ekvatorsplanet (det finns månar med en
större inklination, men de återfinns bland de yttre och mindre månarna). Japetus är den tjugonde
månen från Saturnus räknat och därmed den mest avlägsna av de större månarna. Den har, liksom de
flesta andra av de större månarna, bunden rotation. Japetus observerades först den 25 oktober 1671
av Giovanni Domenico Cassini, som konstaterade att månen är onaturligt mörk på det framträdande
halvklotet och ljus på det bakåtriktade halvklotet. Det mörka området har fått namnet Cassini Regio
och är täckt av material som är sotsvart, i kontrast till den isiga ytan på den ljusa sidan. Trots att
Cassini avslöjade mer av månens kraterrika yta, förblir ursprunget till det mörka materialet ett
mysterium. En tanke är att material har kastats upp från Japetus’ inre, eller att det är utkastat
material från nedslag på en annan måne, till exempel Phoebe (se nedan s. 16f Phoebe). Cassini
avslöjade även en unik struktur, som också fortfarande är ett mysterium; man vet ännu inte om en 1
300 kilometer lång bergskam som sammanfaller nästan exakt med ekvatorn är ett veckberg eller om
det är uppstigit material från en spricka i skorpan.2
1
2
Rees Martin red. s. 193, 2006.
Rees Martin red. s. 195, 2006.
15
2.3.6. Titan
Avstånd från Saturnus: 1,22 miljoner km
Omloppstid: 15,95 jorddygn
Diameter: 5 150 km
/Cassini, den 14 juni 2007
Foto: NASA
Figur 2.14
Titan är den näst största månen i solsystemet (efter Jupiters Ganymedes) och är mycket större än
någon annan av Saturnus’ månar. Den är i storlek med solsystemets innersta planet Merkurius och är
en av de mest fascinerande himlakropparna. Titans atmosfärs sammansättning påminner om
jordens, innan livet uppstod.
År 2005 började Cassini studera Titan och landaren Huygens
färdades ned genom atmosfären (se nedan s. 24f Huygens
landning). Titans atmosfär sträcker sig 600 km över ytan. Ett
lager av gulrött smogliknande dis högt uppe i atmosfären är
resultatet av kemiska reaktioner som utlösts av ultraviolett ljus.
Moln av metan bildas mycket närmare ytan, från vilka metan
regnar ned på månen och samlas i floder och sjöar. Därifrån
avdunstar det och bildar nya moln och denna cykel fortsätter
på så vis (inte helt olik den process som förekommer på jorden,
fast med metan istället för vatten). Titan består av en
blandning av lika delar sten och is och har en yttemperatur av 178,15 °C. Kroppens uppbyggnad ger Titan högst densitet av
Saturnus’ månar.
Foto: NASA
Figur 2.15
Upp till 12 åtskilliga lager i Titans övre
atmosfär har påvisats.
/Cassini, den 26 oktober 2004
Den ständiga smogen uppe i atmosfären hindrar 90 procent av det infallande solljuset från att nå
ytan, vilket gör Titan väldigt mörk och dyster. Cassini avslöjade att ytan formas av processer som
liknar de man känner till på jorden; tektonik, erosion (den nedbrytning och transport av jord och berg
som orsakas av vind, vatten, is, gravitationsrörelser eller av levande organismer1) och vindar; kanske
också isvulkanism. Inget flytande metan kunde påvisas vid de inledande förbiflygningarna. Däremot
visade dräneringskanaler och mörka områden, som tros vara uttorkade sjöar, var det kan ha funnits
vätska.2 Redogjord data kring Titan ovan är en översikt av mer detaljerade redogörelser som
utformar Titan i fokus (se nedan s. 17f).
2.4. Den yttre gruppen
Avstånd från Saturnus: 12,95 miljoner km
2.4.1. Phoebe
Omloppstid: 550 jorddygn
Längd: 230 km
/Cassini, den 11 juni 2004
Foto: NASA
Figur 2.16
Phoebe tycks vara en isig kropp, täckt med en del mörkt material. Länge trodde man att Phoebe var
Saturnus’ enda yttre måne. Nu känner man till en mängd andra, varav Phoebe är den största. Denna
kropp upptäcktes först år 1898 och förblev den enda upptäckta yttre månen fram till millennieskiftet.
Phoebe har lång omloppstid och dess bana kring Saturnus avviker starkt från de övriga
1
2
http://sv.wikipedia.org/wiki/Erosion, 19.08.2007. Elektronisk.
Rees Martin red. s. 194, 2006.
16
mångruppernas banor, vilket är typiskt för de yttre månarna. Banan lutar 175,3°, vilket innebär att
den har retrograd rörelse (baklänges jämfört med de flesta andra månarna, se nedan s. 47f för
fördjupning). Hälften av de yttre månarna rör sig på detta sätt. Phoebe är en sönderkrossad kropp,
som har blivit utsatt för en mängd nedslag under sin tid. Den största kratern är Jason, som är omkring
100 km tvärsöver.1
3. Titan i fokus
Titan var den första satelliten (satellit, ett mindre objekt som kretsar kring en centralkropp (ett större
objekt) under inverkan av gravitationskraft) i solsystemet som upptäcktes efter de galileiska månarna
(samlingsnamn för Jupiters fyra största månar; Io, Callisto, Europa och Ganymedes). Det är den enda
månen i solsystemet med en planetliknande atmosfär, vilken har förhindrat närmare studier av ytan.
För närvarande undersöks Titan av Cassini-Huygens (se nedan s. 24f Huygens landning). Trots
århundraden av upptäckter och studier söker forskare fortfarande svar på hur livet uppstod på
jorden. Titan kan vara den frusna tråden att leda Cassini-Huygens till upptäckter som kan lösa
mysteriet; nya upptäcker fyller ut arkivet hela tiden. Studierna kring Titan är huvudmålet med
Cassini-Huygens, eftersom forskare tror att månen kan bevara många av de kemiska komponenter
som gav upphov åt liv på jorden. Den 27 juli 2006 meddelade NASA (National Aeronautics and Space
Administration) att man hade funnit sjöar av kolväten vid Titans norra polarregioner. I mars 2007
meddelades det att Cassini hade tagit bilder av sjöliknande vätske- och kolvätefyllda områden på
Titans nordpol. Den 20 mars 2008 meddelade NASA att Cassini hade funnit bevis som pekar på
existens av underjordiska sjöar av vatten och ammoniak (fördjupning följer, se nedan s. 29 Ny
Forskning).2
3.1. Omloppsbanan
Omloppsbanan ställer Titans bana i fokus, med avseende på matematiska funktioner, samt
fysikaliska formler och teorier; konstruktion av matematiska figurer redogörs för, avstånd bestäms
och Titans beteende i sin bana diskuteras. De naturlagar som gäller på jorden antas gälla för hela
universum och tas hänsyn till för nedanstående resultat!
3.1.1. Keplers lagar
Den danske astronomen Tycho Brahe (1546-1601) konstruerade sina egna instrument, med vilka han
utförde noggranna mätningar av planeternas lägen vid olika tidpunkter. Brahes verk fördes vidare till
hans tyske lärjunge Johannes Kepler (1571-1630), vars ambition var att bestämma matematiska
samband bakom Brahes siffertabeller. Efter många års arbete lyckades han sammanfatta planeternas
rörelser i Keplers tre lagar:
I.
II.
1
2
Varje planet rör sig i en elliptisk bana med solen i den ena brännpunkten.
Linjen som sammanbinder solen och en planet (radius vector) överfar lika stora ytor under
lika långa tider.
Rees Martin red. s. 195, 2006.
http://saturn.jpl.nasa.gov/news/press-release-details.cfm?newsID=826, 27.03.2008. Elektronisk.
17
III.
Om planetbanornas halva storaxel är
och omloppstiden är , så har uttrycket
samma
1
värde för alla planeter.
Lagarna inriktar sig främst på planetbanorna, men grundprinciperna i lagarna gäller för alla
himlakroppar som befinner sig i ett roterande system med en centralkropp (i detta fall Saturnus).
3.1.2. Matematisk struktur
Titan har som alla de andra himlakropparna en mer eller mindre ellipsformad bana, vilket innebär en
mer eller mindre utdragen bana. Hur utdragen en himlakropps bana är bestäms genom att mäta dess
excentricitet (ett banelement som anger hur mycket en bana avviker från en cirkel2). Matematiskt
betecknas excentriciteten vanligen och anger då ett intervall, inom vilket banans struktur bestäms.
För en ellips gäller intervallet
och dess excentricitet kan beräknas som kvoten mellan
avståndet från centrum till den ena brännpunkten och storaxeln. För en ellips kan sambandet
formuleras:
där är halva storaxeln (avståndet från ellipsens centrum, genom en brännpunkt, till dess ena
ändpunkt) och är halva lillaxeln (ellipsens ”höjd” från dess centrum). För en cirkel gäller att
excentriciteten är noll (alltså
, som ju utgör cirkelns radie). När excentriciteten närmar sig 1
börjar ellipsen att övergå till en parabel (som antar värdet 1). Excentriciteten är dimensionslös (enhet
saknas).
Titans banas excentricitet är approximativt 0,02888. Halva storaxeln är beräknad till 1 221 931 km
och halva lillaxeln till 1 221 421 km. Med Titans excentricitet och uttrycket kan man föreställa sig
att banan är en approximativ cirkel. Låt oss anta att denna ellips har en storaxel av 2 längdenheter,
vilket ger
längdenheter. För att uttrycket skall gälla, så är
längdenheter.
Ellipsens ekvation kan skrivas:
där kallas sanna anomalien (vinkelavståndet mellan två punkter i banan) och kallas radius vector,
som anger kroppens läge i förhållande till centralkroppen som funktion av vinkeln . Titans bana kan
skrivas som en polär funktion:
där gäller för godtyckliga punkter i banan. Vill man ta reda på avståndet från Saturnus för en
specifik punkt fungerar denna funktion också.3
1
Bergström Lars, Björkman Lars, Gunnvald Per, Johansson Erik, Lindahl Göran & Nilsson Roy, Fysik för
gymnasieskolan B s. 131, Bokförlaget Natur och Kultur, 2001.
2
Ahlin Per, Stenholm Björn & Sundman Anita s. 72, 2005.
3
Lagerkvist Claes-Ingvar & Lodén Kerstin, Planeter, Stjärnor och Galaxer s. 71, Liber AB, 2004.
18
Tidigare utmärktes excentriciteten som kvoten mellan ellipsens andra brännpunkts förskjutning från
origo och dess storaxel. I figur 3.1 antar vi att
, vilket får följden att excentriciteten betraktas
som avståndet mellan de båda brännpunkterna. Med detta påstående kan vi enkelt formulera en
ekvation som anger Titans avstånd från Saturnus, när Titan befinner sig i periapsis (motsvarar
perihelium för samma roterande system, med en annan centralkropp än solen) respektive apoapsis
(motsvarar på samma sätt aphelium). I periapsis (
) är avståndet
mellan Titan och Saturnus
ekvivalent (likvärdigt) med avståndet
mellan Titan och den andra brännpunkten i apoapsis
(
). Låt oss anta att två likvärdiga partiklar befinner sig i Titans bana, en i periapsis och en i
apoapsis. De färdas samtidigt in mot Saturnus under lika förhållanden. Partikeln som färdas längs
periapsis skall bara in mot planetens centrum, medan partikeln som färdas längs apoapsis skall
passera den ena brännpunkten först, samt färdas avståndet mellan denna och Saturnus.
Respektive partikels färd beskrivs enligt de två följande ekvationerna:
Banans periapsis och apoapsis bestäms till 1 186 641,633 km respektive 1 257 220,367 km.1
Titans bana är så identisk med en
cirkel att man inte för blotta ögat
kan urskilja figurerna. Figur 3.1
visar ett skalenligt förhållande
mellan Titans bana och Saturnus.
Banans förskjutning från en
perfekt cirkel kan också
analyseras. Origo utgör
brännpunkten i Saturnus’
centrum och med banans låga
excentricitet hamnar även den
andra brännpunkten innanför
Saturnus’ diameter (med ett
avstånd av cirka 35 000 km från
Saturnus’ centrum).
Utformad i GEUP 3
Figur 3.1
Titans bana kring Saturnus i skalenligt format.
3.1.3. Banans fysik
Titans fart i banan är inte konstant. Den lilla avvikelsen från en cirkulär bana orsakar Titan en
centripetalacceleration som hela tiden är riktad mot Saturnus’ centrum, men som inte är
konstant. Storleken på denna enda verkande kraft (utomverkande krafter är försummade) varierar
1
Lagerkvist Claes-Ingvar & Lodén Kerstin, s. 71, 2004.
19
inom ett väldigt litet intervall för godtyckliga punkter i banan. Intervallets största utslag sker mellan
periapsis och apoapsis, där Titans avståndsskillnad till Saturnus är som störst. Vi skall undersöka inom
vilket intervall Titans fart varierar i banan.
Den allmänna gravitationslagen, framställd av fysikern Isaac Newton, gäller för alla kroppar i
universum och säger att två föremål med massorna
och
med tyngdpunkterna på avståndet
från varandra, attraherar varandra med kraften . Ekvationen skrivs:
där är gravitationskonstanten, som bestämdes först i ett laboratorieexperiment av engelsmannen
lord Cavendish år 1798. Gravitationskonstanten har värdet
Nm2/kg2.1 Titans
centripetalacceleration i banan bestäms enligt följande ekvation:
Nu skall vi bestämma intervallet, inom vilket Titans centripetalacceleration ändras för godtyckliga
punkter i banan. Saturnus massa är 5,6846·1026 kg och
respektive
är känt.
m/s2
m/s2
För Titans centripetalacceleration i banan gäller alltså intervallet
m/s2. Den blir
varken mindre eller större än dessa värden. Med samma metod skall vi bestämma inom vilket
intervall Titans fart varierar i banan.
m/s
m/s
För Titans fartintervall i banan gäller alltså intervallet
km/s. Om detta intervall är
rimligt kan vi enkelt undersöka genom att ta reda på omloppstiden . För Titan tar det 15,94542
dygn att fullborda ett varv kring Saturnus. Vi använder en formel där farten beror av omloppstiden
och använder oss av ett medelavstånd för att beräkna medelfarten i omloppsbanan:
m/s
Titans medelfart i sin bana är alltså 5,6 km/s, som utgör en medelpunkt i det givna fartintervallet.
Vårt givna intervall får alltså betraktas som rimligt. Titan rör sig snabbast i periapsis (5,7 km/s) och
långsammast i apoapsis (5,5 km/s).
1
Bergström Lars, Björkman Lars, Gunnvald Per, Johansson Erik, Lindahl Göran & Nilsson Roy, s. 133f, 2001.
20
3.1.4. Banans lutning
I förhållande till Saturnus’ banas inklination, banplanets lutning mot ekliptikan (solens skenbara bana
över himlen), lutar Titans bana 0,34854°. Figur 3.2 beskriver en skalenlig illustration av banans
lutning mot Saturnus’ inklination.
Utformad i GEUP 3
Figur 3.2
Skalan är 1 AE, där Saturnus’ centrum skär genom 9,015706327 AE längs en nedre koordinataxel som anger Saturnus’ bana
kring solen, med avseende på lutningen mot ekliptikan. Observera att Saturnus befinner sig i perihelium. För motsvarande
punkt i aphelium skär Saturnus’ centrum ekliptikan i punkten 10,08423448 AE.
3.2. Atmosfären
Titan är den enda kända månen i solsystemet med en fullt utvecklad atmosfär, som består av andra
ämnen än bara spårgaser. Redan under det tidiga 1900-talet rapporterade astronomen Comas Sola
möjliga atmosfäriska moln. Detta faktum bekräftades först år 1944, då astronomen Gerard Kuiper
fångade upp reflekterat solljus från Titan genom en spektrometer. Med data från denna upptäckte
Kuiper närvaro av metan i atmosfären. Genom senare observationer av Voyager i början av 1980talet bekräftades även sammansättning av kväve, etan, propan, acetylen och andra organiska
föreningar som komponenterna i Titans atmosfär. Alla dessa komponenter tillhör, inom kemin,
familjen kolväten och är producerade genom växelverkning mellan det ultravioletta solljuset och
elektroner (som flyger in i Titans atmosfär) från Saturnus’ snabbt roterande magnetosfär.1
3.2.1. Sammansättning
Genom fortsatta observationer från jorden och med fortsatt insamlad data från Pioneer och Voyager
har man konstaterat att Titans atmosfär utgörs till största delen av kväve, närmare bestämt 95
procent. Övriga fem procent utgörs av metan, cyanid och andra kolväten. Titan har den tjockaste
atmosfären av alla kända månar i solsystemet; den är 10 gånger tjockare än jordens. Bortsett från
några moln, så är jordens yta synlig från rymden, medan Titans yta fullständigt döljs från rymden av
ett hölje av dimma, omkring 200 km upp i atmosfären. Titans tjocka atmosfär orsakar månen ett
ständigt mörker på ytan. På dagtid skulle en person som befinner sig på Titan få uppleva en tusendel
av det dagsljus som en person på jorden upplever under ett dygn. En sådan här jämförelse dessa två
kroppar emellan tar inte bara atmosfärens tjocklek i räkning, utan även avståndet från solen.
Ljusstyrkan på Titans yta är trots allt 350 gånger starkare än månskenet på jorden under fullmåne.2
3.2.2. Magnetfältets inverkan
Saturnus magnetfält byggs upp djupt inne i planetens innandöme. När det svalnar, så kondenserar
heliumet i de flytande lagren. Denna kondensation avger värme som aktiverar en konvektion
(värmetransport) i planetens inre. Denna konvektion aktiverar i sin tur det magnetiska fältet. När
solvindar, bestående joniserad gas (laddade partiklar), träffar en planets magnetfält fungerar detta
som en sköld, som tvingar solvinden att röra sig kring planeten, det vill säga kring den bildade
1
2
http://saturn.jpl.nasa.gov/science/index.cfm?PageID=75, 19.09.2007. Elektronisk.
http://saturn.jpl.nasa.gov/science/index.cfm?PageID=75, 19.09.2007. Elektronisk.
21
magnetosfären. Utanför magnetosfären hör de laddade partiklarna till solvinden och inuti
magnetosfären skapas partiklarna genom jonisation av neutral (oladdad) gas från ringarna och
månarna. Utan ett magnetfält förlorar en planet sin atmosfär, som blåses bort (eroderas) av
solvinden. Saturnus’ magnetfält roterar, liksom planeten, med en period av 10,7575 timmar. Vid
Titans avstånd från Saturnus kommer de laddade partiklarna i magnetfältet att träffa Titan med en
vindhastighet av 100 km/s. Denna rejäla vind kring Titan medför därför att månens övre atmosfär
dras ut i en lång svans medströms och gradvis eroderas med en hastighet av 1 kg/s.
Det atmosfäriska trycket på Titans yta är 1,5 gånger det jordatmosfäriska trycket vid havsytan, alltså
146,7 kPa. Ju större förluster av atmosfären, desto lägre blir trycket. Främst inriktar sig forskare på
Titans övre atmosfär. Nya upptäckter bekräftar att den övre atmosfären är en kemisk fabrik för en
komplicerad organisk kemi. Den tjocka atmosfären består till största delen av kväve och metan.
Energirik strålning, dels från solen och dels från laddade partiklar, bundna i Saturnus’ enorma
magnetfält, slår sönder kvävemolekylerna i atmosfären. Titans atmosfär liknar den jorden hade innan
livet uppstod för omkring fyra miljarder år sedan och därför tror forskarna att sammansättningen
som finns i Titans övre atmosfär kan ha spelat en viktig roll i bildandet av livets byggstenar här på
jorden.
Figur 3.3 är en illustration av en del av
Saturnus magnetosfär. Färgskalan till höger i
figuren är en temperaturskala (över
elektronernas hastigheter i rymdplasman) i
energienheten eV. Kort definieras 1 eV som
den kinetiska energi som krävs för att flytta
en elektron med elementarladdningen
1,602·10-19 C över en potentialskillnad av 1 V.
1 eV är approximativt 1,602·10-19 J. Titan
befinner sig i det område där elektronerna
Illustration: NASA
Figur 3.3
rör sig snabbast, vilket skapar enorma
Saturnus’ magnetosfär.
påfrestningar i atmosfären.
Titans atmosfär kryllar av utspridda moln, vilka troligtvis består av metan, etan och andra enkla
organiska föreningar. Andra mer komplexa kemikalier i mindre mängder tros producera den orangea
färg som observeras från rymden. Vid ytan ligger temperaturen ungefär på 95 K (-178,15 °C). Vid
denna temperatur sublimerar inte is, vilket innebär att atmosfären innehåller nästan ingen
vattenånga. Resultaten som Huygens rapporterade under sin nedfärd genom Titans atmosfär den 14
januari 2005 indikerade på att det ibland regnar flytande metan och andra organiska material ned på
ytan. Det är möjligt att vissa områden på Titans yta är täckta med ett tjärliknande lager av den
organiska föreningen tholin, men detta är ännu inte bekräftat. Närvaron av argon i atmosfären är ett
bevis på kryovulkanism, som producerar en lava av is och ammoniak. Senare har man funnit en
inaktiv metanvulkan på några högupplösningsbilder och vulkanism tror man nu är en betydelsefull
källa till metanet i Titans atmosfär.1
3.2.3. Titan vs. jorden
Titans och jordens atmosfärer består båda huvudsakligen av kväve; 95 procent för Titan och 78
procent för jorden. Den näst största komponenten i jordatmosfären är syre, som utgör 21 procent av
1
http://saturn.jpl.nasa.gov/science/index.cfm?PageID=59&DisplayPage=2, 17.10.2007. Elektronisk.
22
sammansättningen. Forskare tror att Titans atmosfär är den unga jordens atmosfär, innan livet
uppstod. Titan kan därför ruva på möjliga teorier och förklaringar om hur jordens atmosfär såg ut då
och hur den har utvecklats.1
Illustration: NASA
Figur 3.4
Titans diameter är 40 procent av jordens, men dess atmosfär sträcker sig 10 gånger längre ut i rymden än vad
jordatmosfären gör. Frågetecknen i figuren är ännu inte bekräftad data.
3.2.4. Kolonisering av Titan
En hypotes som jag fastnade för direkt är en artikel av forskaren Robert Zubrin, som anger Titan som
en lämplig plats för en kolonisering. Grundtankarna från artikeln finns sammanknutna i följande text.
Det yttre solsystemet, innefattande Saturnus, Uranus och Neptunus (Jupiter borträknad), består till
stor del av deuterium och helium-3 (förekommer inte på jorden, men är vanligt förekommande i det
yttre solsystemet), vilket innebär att en kolonisation skulle generera väldigt goda förutsättningar för
utnyttjandet av kärnfusion (den process då atomkärnor smälter samman och bildar större och tyngre
kärnor) som energikälla. Saturnus anses som den bäst lämpade planeten på grund av dess relativa
närhet till jorden, låga strålningsvärden och ett stort antal månar. Titan framstår som den bästa
månen för byggandet av en rymdbas, varifrån resurserna i Saturnussystemet kan utnyttjas.
Titans kväverika atmosfär och närvaron av metan indikerar på att flytande metan, vatten och
ammoniak finns under ytan och transporteras upp till ytan genom kryovulkanism. Dessa flyktiga
ämnen kan på kemisk väg omvandlas till nödvändiga resurser som förutsättning för en god
verksamhet på Titan. Med vatten kan man utvinna syre och kväve kan omvandlas till en buffertgas.
Vatten och metan kan användas för att framställa raketbränsle eller bränsle till medtagen utrustning,
medan kväve, ammoniak och metan kan användas som gödsel. Det atmosfäriska trycket är omkring
1
http://saturn.jpl.nasa.gov/science/index.cfm?PageID=75, 19.09.2007. Elektronisk.
23
1,5 gånger det jordatmosfäriska trycket, vilket motsvarar trycket fem meter under havsytan på
jorden. Likhet i lufttryck förenklar byggandet av rymdfarkoster och baser, eftersom man kan hålla
lufttrycket inuti en rymdfarkost eller bas på ungefär samma nivå som lufttrycket utanför. Titans
tjocka atmosfär håller strålning borta från ytan, men närvaron av vätecyanid gör månen till en
ogästvänlig plats för människor att vistas på. Temperaturen på ytan ligger på omkring 95 K, vilket är
extremt kallt, så baserna måste vara utrustade med isolering och värmegeneratorer. På grund av den
extrema kylan, så är luftdensiteten omkring 4,5 gånger större än den vid jordens havsyta. Denna
höga densitet innebär att temperaturförändringar från en plats till en annan på Titan är mycket
mindre än de man upplever på jorden, vilket medför att skillnaden i dygnstemperaturer och mellan
årstider är mycket liten. Detta skulle också underlätta byggandet av baser.1
3.3. Huygens’ landning
Det tjocka dis som ligger omkring 200 km upp i atmosfären (se figur 3.4) döljer Titans yta från
rymden, vilket har vållat svårigheter i studerandet av ytan. Nyinsamlad data från Hubble Space
Telescope och markbaserade teleskop visar tecken på stora variationer i ljusstyrka från olika platser
på Titan. Ännu vet forskarna inte orsaken till variationerna i ljusstyrkan, fastän man observerar dem
på olika våglängder. Vissa markbaserade observationer indikerar på närvaro av oceaner av flytande
kolväten. Efter omfattande analyser av observationer från Keck-teleskopet på Hawaii och VLT (Very
Large Telescope) i Chile, hävdar astronomer vid University of California att det faller ett lätt duggregn
varje morgon på Titan. Duggregnet skulle synas som ett dis av små regndroppar av metan. Huygens
landning baserar sin fördjupning av forskningsprojektet utifrån uppgifter framställda av NASA och
ESA.
3.3.1. 1997-2004
Cassini-Huygens (uppkallad efter
Giovanni Domenico Cassini som
upptäckte de fyra månarna Tethys,
Dione, Rhea och Japetus, och
Christian Huygens som upptäckte
Titan) lämnade jorden den 15
oktober 1997 och den 1 juli 2004
fångades den in av Saturnus’
gravitation. Sonden inledde då ett
fyra år långt forskningsprojekt, att
utforska Saturnussystemet med
månarna, ringarna och det
magnetiska fältet.
Illustration: NASA
Figur 3.5
Cassini-Huygens samtliga manövrar mot Saturnus.
Under denna period kom Cassini att göra 74 unika omlopp kring Saturnus och 44 nära förbiflygningar
av Titan, samt en mängd förbiflygningar av de övriga ismånarna. Figur 3.5 illustrerar en översiktlig
skiss över Cassini-Huygens’ samtliga manövrar, från uppskjutning tills det att den fångades in av
Saturnus.
3.3.2. Tekniken bakom
Med dagens teknik är det omöjligt för en människa att genomföra en resa till Saturnus för
forskningssyfte. Cassini-Huygens är ett av de mest ambitiösa forskningsprojekt som någonsin har
1
http://sv.wikipedia.org/wiki/Kolonisering_av_Titan, 25.10.2007. Elektronisk.
24
skjutits upp i rymden. Utrustad med en samling kraftfulla instrument och kameror är Cassini-Huygens
kapabel att utföra noggranna mätningar och ta detaljerade bilder i flera variationer av atmosfäriska
förhållanden och våglängder.
Rymdfarkosten består av två element;
Cassinisonden och landaren Huygens. Cassini är
utrustad med instrument som möjliggör att se i
vågländer av ljus och energi som ögat inte klarar
av. Med en känslig sensor och magnetometern
kan Cassini känna av detaljer i magnetfältet och
känna av mikroskopiska stoftpartiklar, som
människan omöjligt kan upptäcka (exempelvis
magnetfältets styrka, partiklars elektroniska
laddning och atomers densitet). Alla kameror,
spektrometrar, radar och radiosändare, samt
optiskt- och mikrovågskänsliga instrument på
Cassini-Huygens är anpassade till att kunna ta
emot signaler från stora avstånd.1 Tabell 3.1 ger
en översikt av tekniken bakom Cassini-Huygens,
med de internationella beteckningarna på
instrumenten.
Illustration: NASA
Figur 3.6
Cassini-Huygens med sina samtliga komponenter.
Höjd
Bredd
Vikt
Cassinis instrument
Huygens’ instrument
Effekt
6,7 m
4m
5 712 kg med bränsle, landaren Huygens och instrument.
(Endast Cassinisonden: 2 125 kg)
CIRS (Composite Infrared Spectrometer), ISS (Imaging Science System),
UVIS (Ultraviolet Imaging Spectrograph), VIMS (Visible and Infrared
Mapping Spectrometer), CAPS (Cassini Plasma Spectrometer), CDA
(Cosmic Dust Analyzer), INMS (Ion and Neutral Mass Spectrometer), MAG
(Magnetometer), MIMI (Magnetospheric Imaging Instrument), RPWS
(Radio and Plasma Wave Science), radar och RSS (Radar Science).
HASI (Huygens Atmospheric Structure Instrument), DWE (Doppler Wind
Experiment), DISR (Descent Imager/Spectral Radiometer), GCMS (Gas
Chromatograph Mass Spectrometer), ACP (Aerosol Collector and
Pyrolyser) och SSP (Surface-Science Package).
885 W (633 W vid slutet av uppdraget) genererad från
radioisotopgeneratorerna.
Tabell 3.1
Cassini-Huygens är utrustad för att kunna utföra 27 olika utredningar i Saturnussystemet. Cassini är
utrustad med 12 instrument och Huygens är utrustad med sex instrument. De har ofta många
funktioner med egenskaper att så noggrant som möjligt identifiera alla viktiga byggstenar som
utformar Saturnussystemet. Cassini kommunicerar genom en HGA-antenn och två LGA-antenner.
LGA-antennerna fungerar som en reserv och används endast vid tekniskt fel eller någon annan
nödsituation. Tre radioisotopgeneratorer (RTG, Radioisotope Thermoelectric Generator, en enkel
1
http://saturn.jpl.nasa.gov/spacecraft/index.cfm, 04.11.2007. Elektronisk.
25
elektrisk generator som utvinner sin energi från radioaktivt sönderfall och utvinner elektricitet från
den genererade värmeenergin1) tillför rymdfarkosten energi (inklusive instrumenten, datorerna och
radiosändarna ombord) och bränsle till raketmotorerna, huvud- och reservmotorn.2
3.3.3. Huygens’ ögonblick
Landaren Huygens (levererad av ESA, European Space Agency) ingick i forskningsprojektet för att
utföra noggranna studier av Titans täta atmosfär. Den 25 december 2004 klockan 02.00 UTC
(Coordinated Universal Time), lossgjordes landaren Huygens från Cassinisonden. Den flög in i Titans
atmosfär den 14 januari 2005 klockan 11.04 UTC och inledde då en 2,5 timmar lång nedfärd genom
atmosfären. Under nedfärden gjordes noggranna mätningar och analyser. En mer noggrann
beskrivning av Huygens’ instruments funktioner och användningsområden (framtagen information av
NASA) följer här nedan som en inledning till redogörelsen för landarens nedfärd till Titan.
HASI
Detta instrument utgjordes av en grupp sensorer som fastställde de fysikaliska egenskaperna och
mätte de elektroniska partiklarna i atmosfären under nedfärden. Accelerometrar (accelerometer, en
mätgivare som ger ifrån sig en elektrisk signal som är proportionell mot Huygens’
hastighetsförändring3) mätte krafter längs alla tre axlarna när Huygens färdades genom atmosfären.
Eftersom aerodynamiken (aerodynamik, beskriver hur luft (och andra gaser) uppför sig vid rörelse
och hur luften (gasen) verkar på ingående föremål4) för Huygens redan var känd, så var det möjligt
att bestämma luftdensiteten i Titans atmosfär, samt att upptäcka stormar. Om Huygens hade landat
på en flytande yta, så hade instrumentet kunnat avläsa de grundläggande vågrörelserna.
Temperatur- och tryckmätare mätte också atmosfärens termiska aktivitet (termik, uppåtgående
varma luftströmmar i troposfären och ett exempel på konvektion). Permittivitets- och den
elektromagnetiska vågavläsaren (Electromagnetic Wave Analyzer) undersökte elektronernas och
jonernas uppförande i atmosfären och sökte efter elektromagnetiska vågrörelser. På Titans yta
mättes permittiviteten (permittivitet, fysikalisk storhet som beskriver hur elektriska fält påverkar och
påverkas av elektriskt isolerande material5).
DWE
Syftet med detta experiment var att mäta vindhastigheten under Huygens’ nedfärd genom Titans
atmosfär, genom att observera förändringar i Huygens’ färdande frekvens i förhållande till
dopplereffekten. Mätningen kunde inte registreras direkt från rymden, på grund av ett tekniskt
problem med Cassinis mottagare. Hursomhelst kunde forskare göra mätningen via ett globalt nätverk
av radioteleskop på jorden.
DISR
Detta instrument gjorde en mängd fotograferingar och undersökte atmosfären på olika våglängder
med flera olika sensorer och fält. Genom mätning av det ut- och inkommande strålningsflödet mättes
den tjocka atmosfärens strålnings balans (eller obalans). Med fotodioder mättes ljusets intensitet
kring solen i förhållande till spridande aerosol (blandade och finfördelade fasta partiklar i Titans
atmosfär). Detta tillät beräkning av storlek och densitet hos de svävande partiklarna. Två kameror (en
1
http://sv.wikipedia.org/wiki/Radioisotopgenerator, 05.11.2007. Elektronisk.
http://saturn.jpl.nasa.gov/spacecraft/index.cfm, 05.11.2007. Elektronisk.
3
http://sv.wikipedia.org/wiki/Accelerometer, 05.11.2007. Elektronisk.
4
http://sv.wikipedia.org/wiki/Aerodynamik, 05.11.2007. Elektronisk.
5
http://sv.wikipedia.org/wiki/Permittivitet, 05.11.2007. Elektronisk.
2
26
infraröd och en för visuellt ljus) observerade Titans yta under de senare etapperna av nedstigningen,
samtidigt som Huygens sakta roterade och utformade en mosaik av bilder kring landningsplatsen. På
sidan av Huygens fanns det också en kamera som fotograferade horisonten och undersidan av
molnen. För spektralmätning av ytan kopplades en lampa på strax före landning, som förstärkte det
svaga solljuset.1
GCMS
Detta var ett mångkunnigt instrument som analyserade kemiska gaser, identifierade och mätte
komponenterna i Titans atmosfär. Det var utrustat med prover som fylldes på hög höjd i atmosfären
för analys. Masspektrometern (masspektrometer, ett instrument som sorterar laddade partiklar med
elektromagnetiska fält genom att partikelstrålarna böjs av olika mycket, beroende av partiklarnas
massa2) konstruerade modeller av molekylära massor för varje gas och en kraftfullare delning av
molekyler och isotoper gjordes av gaskromatografen. Under nedfärden analyserades torrdestillerade
(torrdestillation, innebär upphettning utan tillgång på luft) produkter (exempelvis förändrade
beteenden genom upphettning). Slutligen analyserades Titans ytas sammansättning inom loppet av
en säker landning. Denna undersökning möjliggjordes genom upphettning av instrumentet före
sammanstötningen, med syftet att förånga ytmaterialet vid Huygens’ beröring med ytan.
ACP
Detta experiment sög in aerosolpartiklar från atmosfären genom filter, som därefter destillerades.
Syftet var att förånga och sönderdela de komplexa och organiska materialen. Produkterna från
torrdestillationen transporterades sedan längs ett rör till gaskromatografen/masspektrometern för
analys. Två olika filter användes för att samla prover på olika höjder i atmosfären.
SSP
Detta instrument utgjordes av flera sensorer, utvecklade till att bestämma Titans ytas fysikaliska
egenskaper i samband med Huygens’ sammanstötning med ytan. Sensorerna bestämde också
huruvida ytans sammansättning var fast eller flytande. En ljuddetektor som aktiverades under de
sista 100 metrarna av Huygens’ nedfärd bestämde följaktligen avståndet till ytan; mätte förloppet för
nedfärden, samt ytans grovhet (exempelvis i förhållande till ljudvågors ”stötar” mot ytan). Under
nedstigningen framställde mätresultaten av ljudets hastighet tabeller för atmosfärens
sammansättning och temperatur, medan an accelerometer noggrant registrerade
hastighetsförändringens profil vid sammanstötningen. Detta fastställde data om ytans hårdhet
(ytpartiklarnas densitet) och struktur. En sensor mätte alla pendelrörelser under nedfärden och
registrerade Huygens’ ställning efter landningen.3
3.3.4. Nedfärden i fokus
Strax före Huygens’ separation från Cassinisonden var en navigeringstimer (MTU, Mission Timer Unit)
laddad med den exakta tid som krävdes för att aktivera Huygens’ system (approximativt fyra timmar
före den första kontakten med Titans atmosfär). Därefter lossgjordes Huygens fullbordad från
moderfarkosten. Cassini ändrade kurs och bevakade Huygens upprepande gånger under dess 21
dagar långa färd mot Titan (med inga system aktiverade förutom timern). Huygens lossgjordes från
Cassini med en hastighet av 30 cm/s och spann med sju varv per minut, för att säkra stabilitet under
1
http://saturn.jpl.nasa.gov/spacecraft/instruments-huygens.cfm, 05.11.2007. Elektronisk.
http://sv.wikipedia.org/wiki/Masspektrometer, 06.11.2007. Elektronisk.
3
http://saturn.jpl.nasa.gov/spacecraft/instruments-huygens.cfm, 07.11.2007. Elektronisk.
2
27
”fallet” och hamna i fas. Dessa mätvärden säkerställdes av magnetometern som satt fastmonterad på
Cassini. De fem kommande dagarna efter avlossningen gjorde Cassini en avböjningsmanöver, vilken
placerade Cassini i en bestämd bana för att ta emot signaler under landningsuppdraget. Titans
kväverika atmosfär sträcker sig 600 km ut i rymden och när Huygens upptäckte dessa utkanter
inleddes en stabil inbromsning, vilket slutligen skulle leda till en perfekt fallskärmsutfällning. Huygens
var utrustad med sex instrument för mätningar och analyser av Titans atmosfär, för att ta detaljerade
bilder och studera ytan.1
Under Huygens’ ”fallskärmsnedfärd” utfördes noggranna mätningar och analyser av Titans atmosfär.
Fem batterier fanns ombord på Huygens, som var laddade för ett 153 minuter långt program under
nedfärden, motsvarande en maximal nedfärd av 2,5 timmar plus en halvtimme eller längre på Titans
yta. Faktum är att de varade mycket längre än den beräknade tiden. Batterierna var kapabla att
generera 1 800 Wh av elektrisk styrka. Huygens’ radioförbindelse med Cassini aktiverades tidigt i
nedstigningsfasen och under tiden flög Cassini ovanför och tog emot signaler. Inte länge efter denna
fyra timmar långa radiokommunikation vändes HGA-antennen bort från Titan och riktades mot
jorden för att sända över de inkommande signalerna.
Inom ett höjdintervall på 350 km ned till 220 km gjorde Huygens en inbromsning från en hastighet av
21 600 km/h till 1 440 km/h på mindre än två minuter. Vid denna hastighet skulle fallskärmen fällas
ut stegvis. Först fälldes en första anordning ut, som drog av säkerhetsskölden till huvudfallskärmen.
Efter utfällningen av huvudfallskärmen (med en diameter av 8,3 m) avlägsnades det övre skyddet
med den lilla fallskärmen från huvudenheten. Huvudfallskärmen var konstruerad att leda
huvudenheten säkert från det avlägsna skyddet. Denna avlägsnades efter 15 minuter för att undvika
en fördröjd nedfärd och en mindre fallskärm (med en diameter av 3 m) utvecklades. Därefter (efter
30 sekunders fördröjning), för att vara säker på att skyddet var tillräckligt långt borta (för att undvika
att instrumenten blev förorenade), så öppnades portar med inströmningsrör till
gaskromatografen/masspektrometern och aerosolsamlaren/torrdestilleraren och HASI-bommen
fälldes ut. DISR-instrumentet utvecklades två minuter senare.2
På en altitud omkring 16,2 km tog Huygens’ DISRinstrument den första tillbakasända bilden av Titans yta
(se figur 3.7). Det är troligen ett dräneringsområde, från
vilket kanaler mynnar ut mot vad som framgår vara en
strandlinje. De mörkare områdena är plana slätter,
medan de ljusare områdena representerar högre och
ojämna formationer.
Foto: NASA
Figur 3.7
Den första tillbakasända bilden av Titans yta.
/Huygens, den 14 januari 2005
Hela nedfärden beräknades till exakt 2 timmar, 27 minuter och 13 sekunder. Under denna tid
producerade Huygens’ kamera fler än 750 bilder, medan de fem andra instrumenten undersökte
Titans atmosfär, för att kunna bestämma dess sammansättning och struktur. Vid landning samlade
Huygens data under 1 timme, 12 minuter och 9 sekunder, vilket var längre än väntat. All data från
1
2
http://saturn.jpl.nasa.gov/operations/huygens-mission.cfm, 07.11.2007. Elektronisk.
http://saturn.jpl.nasa.gov/operations/huygens-mission.cfm, 08.11.2007. Elektronisk.
28
Huygens togs emot felfritt av Cassini som kretsade ovanför, med undantag av en överflödig ström
som kallades ”Kanal A”. Dess radiofrekvens var baserad på Huygens’ USO (Ultra Stable Oscilliater),
som var utvecklad för DWE-experimentet. Cassini kunde inte ta emot dessa signaler, men de togs
däremot emot av radioteleskopen på Green Bank och Parkes (på jorden). Dessa radioteleskop var
kapabla att ta emot radiovågor direkt från Titan. Telemetriska data (telemetri, beteckning för
fjärrmätning och innebär trådlös överföring av mätdata som kan ske via radiovågor eller optiskt med
hjälp av till exempel infrarött ljus eller laser1) från Huygens lagrades i Cassinis SSR-system (Solid State
Recorders) för tillbakasändning till jorden.2
3.3.5. Ny forskning
Den 20 mars 2008 publicerade NASA den stora nyheten på sin hemsida; Cassini har funnit bevis som
pekar på existensen av en underjordisk sjö av vatten och ammoniak på Titan. Upptäckning var
resultatet av radarmätningar av Titans rotation.
”Med sina organiska dyner, sjöar, kanaler och berg har Titan den mest varierande, aktiva och
jordliknande ytan i solsystemet.”, säger Ralph Lorenz, redaktör för vetenskapstidningen Science och
forskare på Johns Hopkins Applied Physics Laboratory i Laurel i Kalifornien, ”Nu ser vi förändringar
med Titans rotation, som ger oss en inblick i Titans inre under ytan.”
Medlemmar av Cassini-Huygens’ forskningslag använde Cassinis SAR (Synthetic Aperture Radar) för
att samla in bildmaterial under 19 åtskilliga flygningar över Titan mellan oktober 2005 och maj 2007.
Radarn kan se genom Titans täta atmosfär och visa aldrig förr skådade drag av ytan och fastställa
positionerna på ytan.
Genom användning av tidigare radarobservationer upprättade forskarna och radarmekanikerna
positioner för 50 unika landmärken på Titans yta. Efteråt sökte de efter exakt samma sjöar, kanjoner
och berg bland det data som Cassini publicerade vid senare förbiflygningar av Titan. De upptäckte att
framstående kännemärken hade skiftat från sina förväntade positioner, upptill 30 km. En systematisk
förflyttning av landmärken i ytan skulle vara svår att förklara, såvida Titans isskorpa inte anslöts till
dess kärna via en inre sjö som resulterar i sådana förändringar vid ytan.
Vidare säger Bryan Stiles vid NASA:s JPL (Jet Propulsion Laboratory) i Pasadena, Kalifornien, följande:
”Vi tror att omkring 100 km under ytan finns en inre sjö av flytande vatten, blandat med ammoniak.
Bryan Stiles är biträdande redaktör för Science.
”Kombinationen mellan en organisk miljö och flytande vatten är väldigt vädjande för astrobiologer.”,
säger Ralph Lorenz, ”Närmare studier kring Titans rotation kommer ge oss mer kunskap om dess
vattniga inre och på grund av att skorpans roterande och vindarna i atmosfären är sammanlänkade,
kan vi under kommande år observera säsongsbundna variationer på Titan.”.3
4. Titan från jorden
Stjärnornas detaljrikedom, som idag studeras mycket ambitiöst från jordens alla hörn, kan endast
kartläggas utifrån data av den strålning som når oss. Det är noggranna studier av det utsända ljuset
1
http://sv.wikipedia.org/wiki/Telemetri, 10.11.2007. Elektronisk.
http://saturn.jpl.nasa.gov/operations/huygens-mission.cfm, 10.11.2007. Elektronisk.
3
http://saturn.jpl.nasa.gov/news/press-release-details.cfm?newsID=826, 27.03.2008. Elektronisk.
2
29
som är grunden till den breda kunskap astronomerna har idag om stjärnornas kemiska och fysikaliska
uppbyggnad, samt avstånd från jorden och andra stjärnor. För att utföra sådana observationer
kommer många olika typer av astronomiska instrument till användning. Titan från jorden behandlar
utvecklingen bakom den jordbaserade observationstekniken och redogör för himmelssfären i ett
appendix (se nedan Appendix s. 43f), samt en alldeles egen observation med Titan i fokus.
4.1. Markbaserad observationsteknik
Atmosfären spelar en avgörande roll för de jordbaserade observationerna. Människoögat uppfattar
endast en liten del av den elektromagnetiska strålning som universums alla kroppar sänder ut och
som omfattar alla våglängder. Så länge observationerna utförs på jorden tillåts man bara studera två
”fönster” av våglängdsbandet. Markbaserad observationsteknik redogör för den elektromagnetiska
strålningen och använder den som referens för observationer med åtskilliga astronomiska
instrument.
4.1.1. Elektromagnetisk strålning
Vad är egentligen strålning? Kortfattat kan man definiera strålning som energi som sänds ut från en
källa och kan färdas genom rymden och genom olika slags materia. Elektromagnetisk strålning består
av ren energi och hit hör ljus, röntgen- och infraröd strålning. Partikelstrålning (flöde av antingen
atomer eller delar av atomer som vid tillräcklig hög rörelseenergi kan ”separera” elektroner ur
elektronskalen1) består av snabba laddade partiklar; sådana som finns i kosmisk strålning och
partiklar utsända vid radioaktiva sönderfall. Inom astronomin är elektromagnetisk strålning den
viktigaste och det är denna strålningstyp vi skall titta närmare på. Materia och elektromagnetisk
strålning är de två huvudkomponenterna i universum. Kosmisk materia innefattar två typer av
materia; den ”kända” materien i galaxer, nämligen stjärnor, nebulosor, planeter, samt molekyler och
atomer (som också ingår i den interstellära materien (materien mellan stjärnorna) i form av gas- och
stoftpartiklar) och den så kallade mörka materien, som motverkar universums (kosmos’) expansion
och fungerar alltså som en antigravitation (astronomer tror för övrigt att den mörka materien
möjligen kan utgöra upptill 70 procent av universums massa).
Elektromagnetisk strålning uppkommer då elektriskt laddade partiklar, elektroner, accelereras.
Accelerationen ger i sin tur upphov till varierande elektriska och magnetiska fält som sprider sig
genom rymden, samtidigt som de bär med sig energi. Elektromagnetisk strålning kan uppträda som
(förutom visuellt ”synligt” ljus) radio- och mikrovågor, infraröd (värme-), ultraviolett, röntgen- och
gammastrålning. Alla dessa färdas genom rymden med samma fart, nämligen ljushastigheten i
vakuum (exakt 299 792 458 m/s). Ljushastigheten varierar beroende på vad för typ av medium som
ljuset färdas genom.2
Elektromagnetisk strålning uppför sig i de flesta fall som en vågrörelse (se figur 4.1) med en period av
en våglängd och en viss frekvens (svängningar per sekund). Vågens egenskaper framgår av
experiment som dubbelspaltsförsöket, i vilket ljusvågorna sprids ut efter att ha passerat genom två
spalter och interfererar (bildar ett nytt vågmönster) med varandra, då vågtoppar och vågdalar
överlappar varandra.
1
2
http://sv.wikipedia.org/wiki/Partikelstrålning, 29.11.2007. Elektronisk.
Rees Martin red. s. 32, 2006.
30
Figur 4.1
Den elektromagnetiska strålningens våglängdsintervall.
Olika former av elektromagnetisk strålning skiljer sig endast i våglängdsförhållanden (olika frekvens),
men denna egenskap inverkar på strålningens genomträngningsförmåga och förmåga att jonisera
(”ladda”) atomer. Frekvensen minskar proportionellt mot våglängdens ökning och ju längre våglängd,
desto mindre bryts ljuset när de tränger igenom ett annat medium.
Förutom vågor kan elektromagnetisk strålning betraktas som bestående av små energipaket eller
”kvanta”, så kallade fotoner. Dessa har ingen massa, men bär på en bestämd energimängd. Energin
hos en foton beror av dess våglängd; ju kortare våglängd, desto mer energi bär fotonen. Fotoner av
blått ljus med kort våglängd är energirikare än fotoner av rött ljus med lång våglängd. För att
experimentellt verifiera detta, tillämpas ett fenomen som kallas den fotoelektriska effekten (som
Albert Einstein fick nobelpris för år 1922); då blått ljus får belysa en metallyta ”kastas” elektroner ut
från metallen, vilket inte sker om samma metallyta får belysas med rött ljus, inte ens om ljuset är
mycket starkt. Förklaringen till detta fenomen är just den att fotonerna från det blå ljuset bär mer
energi än fotonerna från det röda ljuset.1
4.1.2. Spektra
Himlakroppar sänder ut strålning på olika våglängder. Om man låter ljuset passera genom en prisma,
så delas det upp i sina respektive våglängder; resultatet kallas ett spektrum. I en stjärnas spektrum
finns det ofta absorptionslinjer som orsakas av att fotoner absorberas vid vissa våglängder av atomer
(atomerna absorberar energi) i stjärnans ”atmosfär”. Absorptionslinjerna kan användas för att
identifiera vilka ämnen som stjärnans yttersta lager är uppbyggt av. En nebulosas
ämnessammansättning kan också identifieras med dess spektrum. När dess atomer hettas upp av
strålning från en närbelägen stjärna sänder den ut sitt eget ljus. Det spektrum som då ger sig till
känna är ett så kallat emissionsspektrum (linjespektrum), vilket består av en serie ljusa linjer som är
typiska för ett visst ämne. Om man jämför ett ämnes absorptionsspektrum med dess
emissionsspektrum, så kan man se att linjerna hamnar på exakt samma frekvenser. Detta beror på
att det i båda fallen är samma grundläggande fenomen som är inblandat; excitation (en elektron når
en högre energinivå genom att atomen tillförts energi) och deexcitation (den exciterade elektronen
återgår till sitt grundtillstånd). Atomen är exciterad i någon nanosekund, ns (10-9 s), och deexciteras
därefter och överskottsenergin sänds ut i form av ljus, med samma energi som krävdes för att
excitera atomen.
Man talar om röd- och blåförskjutning, vilket innebär att det spektrum som en observatör ser
förskjuts om strålningskällan rör sig relativt observatören; himlakropparna rör sig ständigt på himlen.
Förskjutningarna kan upptäckas genom att mäta lägena för spektrallinjerna, som ju skall finnas på
1
Rees Martin red. s. 32, 2006.
31
bestämda frekvenser, beroende på ämnessammansättning. Observatörer av ett godtyckligt objekt
som rör sig bortåt ser dess spektrallinjer förskjutna mot längre våglängder, så kallad rödförskjutning.
Observatörer av ett godtyckligt objekt som närmar sig ser däremot dess spektrallinjer förskjutna mot
kortare våglängder, så kallad blåförskjutning. Ju större relativ hastighet mellan strålningskälla och
observatör, desto större förskjutning. Galaxer längre bort ger upphov åt stora rödförskjutningar,
vilket indikerar på att de avlägsnar sig med höga farter; detta kallas kosmologisk rödförskjutning.
Våglängdsförskjutningar beror av det fysikaliska fenomen som kallas dopplereffekten och innebär en
förändring av frekvensen hos en ljuskälla (alternativt en ljudkälla), beroende på om källan närmar sig
eller avlägsnar sig relativt observatören. Förhållandet kan skrivas:
där
är våglängdsförskjutningen, är laboratorievåglängden,
hastighet och är ljushastigheten i vakuum.1
är himlakroppens relativa
4.1.3. Astronomins tidsålder
För att kunna orientera sig på stjärnhimlen krävs endast lite förkunskaper i astronomi och pålitliga
ögon. Det var med denna enkla utrustning som våra förfäder byggde grunden för det som har väglett
människan till revolutionerande astronomiska upptäckter och det var så här astronomins tidsålder
inleddes. Det krävs en del förberedelser för att uppnå bra resultat. Ögat behöver omkring 20 minuter
för att vänja sig vid mörkret och när pupillerna öppnar sig blir fler detaljer och ljussvagare objekt
synliga. Med en planisfär eller en månadshimmelskarta till hands kan man veta vad som för tillfället
finns att se. En bra observationsplats har ingen närbelägen belysning som gatlyktor och stadsljus.
Luftens turbulens påverkar observationskvaliteten, så kallad ”seeing”. Dessa faktorer är starkt
påverkande för astronomer och därför anlägger man alltid markbaserade observatorier på höga
bergsslätter och isolerade platser, för att komma så nära och för att få en så bra ”seeing” som
möjligt. Beroende på observation tillämpas olika instrument; de mest använda redogörs för här
nedan.2
Fältkikare
Den mest användbara utrustningen för nybörjare inom astronomin är fältkikare. Olikt teleskop kan
stjärnskådaren observera de himmelsobjekt som han/hon ser rättvända. En fältkikare är en
kombination av två teleskop med liten förstoring. Det mest väsentliga i valet av kikare för
observationer är dess optiska egenskaper, som ges av två tal, fxD. Det första talet fx anger
förstoringen och för en nybörjare kan förstoringarna 7x och 10x vanligen vara lämpliga, eftersom en
stor förstoring kan orsaka svårigheter i att finna de sökta objekten på natthimlen. Det andra talet D
anger öppningen, alltså objektivets diameter mätt i mm. Talet D talar om hur ljusstark fältkikaren är,
vilket har stor betydelse för att observera ljussvaga objekt. 50 mm är en rekommenderad öppning för
stjärnskådning.
Synfältet är benämningen på det område som fångas upp av kikaren. Detta står i nära förhållande
med förstoringen; ju högre förstoring, desto mindre synfält. Synfältet mäts i grader och ett typiskt
synfält för en kikare med en förstoring av 10x är 6-8°. Ett sådant förhållande ger ett tillräckligt stort
synfält för att observera större delen av stora objekt, exempelvis M31 (Andromedagalaxen). För att
1
2
Rees Martin red. s. 33, 2006.
Rees Martin red. s. 72, 2006.
32
observera ännu större objekt passar sig svagare kikare, med en förstoring mellan 5-7x med ett synfält
av minst 9°.1
Teleskop
Teleskop är de revolutionerande instrumenten inom astronomin, med förmåga att fånga in större
ljusmängder än vad människoögat klarar av. På så vis blir, för ögat, osynliga objekt synliga och kan
observeras. Teleskopen konstrueras i flera olika versioner; de allra enklaste skiljer sig inte mycket
från de som kom i bruk under 1600-talet, medan de mest avancerade amatörinstrumenten är
datorstyrda (alternativt fjärrstyrda) och har de bästa möjliga optiska egenskaperna man kan uppnå
med dagens teknik.
Teleskopet ”fångar” in ljus från avlägsna objekt, fokuserar
ljuset och förstorar bilden. Denna uppgift skiljer sig
huvudsakligen mellan två funktioner. Man använder sig av
antingen en refraktor (lins) eller en reflektor (konkav
spegel). I ett linsteleskop bryts det inkommande ljuset
genom en lins och fokuseras till en brännpunkt, någonstans
bakom linsen. I ett spegelteleskop reflekteras det
inkommande ljuset mot en konkav spegel, så att
ljusstrålarna fokuseras (konvergerar) till en brännpunkt,
någonstans framför spegeln (se figur 4.2). Ett dilemma för
den här typen av teknik är att både linser och speglar endast
kan fokusera nästan parallella strålknippen, vilket å andra
sidan inom astronomin inte vållar några problem, eftersom
objekten ju befinner sig på så stora avstånd från jorden. När
de inkommande strålarna har passerat fokus sprids
(divergerar) de återigen, men samlas in i ett okular som
återför strålarna i ett parallellt knippe och samtidigt
förstorar den bild som har alstrats. Den förstorade bilden
framställs uppochnedvänd, eftersom ljusstrålarna, då de
divergerar från fokus, korsar varandra.
Illustration: Universum – illustrerat
uppslagsverk
Figur 4.2
Schmidt-Cassegrain-teleskop (vidare skrivet
SCT) av ekvatoriell montering, med en konvex
sekundärspegel som leder ljuset till ett okular
genom ett hål i primärspegeln.
Teleskopets uppställning gäller två huvudsakliga monteringar, nämligen altazimutal och ekvatoriell
montering (se figur 4.2). För altazimutal montering vrids teleskopet i altitud (höjd, vanligen med
havet som nolläge) och i azimut (parallellt med horisonten). Monteringen är enkel att ställa upp, men
eftersom himlakropparna ständigt ändrar höjdläge och azimut måste man följa objekten i båda
axlarna. För ekvatoriell montering sker teleskopets rörelseriktningar i deklination och rektascension
(se nedan s. 43f Koordinater). Ekvatoriell monteringen är besvärligare att ställa upp, men när
teleskopet väl är inställt mot norra himmelspolen (gäller för norra halvklotet) tillåter det
observatören att följa himmelsobjekt genom att endast behöva vrida teleskopet kring polaxeln
(antingen för hand eller med en motor).2
Liksom för fältkikare är de två avgörande faktorerna för bilden i ett teleskopokular förstoringen och
öppningen. Öppningen hos ett teleskop är primärspegelns diameter, eller objektivlinsens.
1
2
Rees Martin red. s. 74f, 2006.
Rees Martin red. s. 76, 2006.
33
Teleskopets öppning bestämmer också dess ljusinsamlande förmåga; om öppningen fördubblas, så
blir den ljusinsamlande förmågan fyrdubblad, vilket innebär att teleskopet kan göra ljussvagare
objekt synliga. Förstoringen begränsas av teleskopets öppning, men avgörs av okularstyrkan. Denna
bestäms av okularets brännvidd, alltså det avstånd på vilket okularet fokuserar parallella ljusstrålar;
okular med kortare brännvidd ger större förstoring. Objektivlinser och primärspeglar har också en
brännvidd och kvoten mellan den brännvidden och okularets brännvidd ger förstoringen hos just den
kombinationen. Okularets konstruktion har också en inverkan på synfältets utbredning.1
För en refraktor generas förstoringen
respektive :
av förhållandet mellan objektivets och okularets brännvidder,
För forskningssyfte har refraktorerna numera färdigspelat sin roll, eftersom tuberna inte kan göras
långa nog. Istället använder man reflektorer, där den konkava primärspegeln reflekterar det
inkommande ljuset mellan en eller två mindre speglar i strålgången. Med denna teknik hamnar fokus
utanför teleskoptuben.2
Innan teleskopet är koncentrerat på ett visst objekt på himlen måste man hitta objektet. Även vid
den minsta förstoringen är synfältet genom okularet för litet för att orientera sig med. För att hitta
för hand används en så kallad sökare. Det finns flera olika typer av sökare med olika funktioner. Den
mest använda typen är den optiska sökaren (sökartuben), som har liten förstoring och är försedd
med en siktanordning. Den andra typen är spegelsökaren, som använder speglar för att projicera
lysande cirklar på bilden av himlen, vilkas diameter motsvarar olika synfält på himlen. Den tredje
typen är lysdiodsökaren, försedd med en lysdiod och några speglar som projicerar en röd prick på
himlen, som visar teleskopets preciserade riktning på himlen.3
Datoriserad montering och hjälpmedel
Under andra halvan av 1900-talet har teleskopen datoriserats och nuförtiden är det med den digitala
tekniken man observerar och studerar stjärnor och andra astronomiska objekt. Datorer utför korrekt
orientering på stjärnhimlen genom en enkel knapptryckning, men det är fortfarande viktigt att känna
till grunderna för hur man använder ett teleskop. Om teleskopet är korrekt uppställt, så kan
databaser och datoriserade drivsystem förenkla inställningen. Dagens avancerade amatörteleskop är
vanligtvis utrustade med handkontroller och har sammankopplingssystem med en vanlig personeller handdator. Inbyggda databaser med himlakroppars lägen på himlen, samt banor kan
uppdateras via internet. Många teleskop är även försedda med GPS-satellitnavigeringsutrustning.
Med GPS (Global Positioning System) kan ett teleskop veta var på jorden det står och använda
motorerna för att kompensera för rörelserna över himlen, utan att observatören behöver ställa in sin
ekvatoriella montering exakt.
Filter används flitigt för att förbättra observationernas resultat; glasskivor som kan skruvas fast på
okularet och filtrera bort vissa färger i ljuset. De kan minska inverkan av ”ljusföroreningar”, öka
kontrasten på objektets yta eller förstärka vissa våglängder, som sänds ut under vissa förhållanden.
1
Rees Martin red. s. 77, 2006.
Lagerkvist Claes-Ingvar & Lodén Kerstin, s. 25f, 2004.
3
Rees Martin red. s. 77, 2006.
2
34
Filter förekommer i olika typer, alla med olika egenskaper. Färgade filter används för att dämpa och
blockera sin komplementfärg och ökar så kontrasten hos planetstrukturer (eller andra objekt). Blå
filter dämpar rött, gula filter blockerar violett och röda filter blockerar blått. Ljusföroreningsfilter
används för att filtrera bort gult ljus, som exempelvis gatlyktor sänder ut inom ett mycket begränsat
våglängdsområde, så att himlen lyser orange. Solfilter är inte pålitliga om man använder dem för att
observera solen, ty de spricker lätt och solljuset kan dessutom skada hornhinnan.1
Astrofotografering
Fotografering av stjärnhimlen utnyttjas ambitiöst av astronomer, trots att många amatörastronomer
tycker om att skissera sina observationer. Det mest mångsidiga instrumentet för astrofotografering
är enögda spegelreflexkameror för film. Grundförutsättningen är att kameran kan ha slutaren öppen
och exponera filmen så länge som önskas. Oftast används även en trådutlösare för att sköta slutaren,
utan att behöva röra kameran, vilket förhindrar skakningar som gör bilden diffus. Antingen kan
kameran användas för sig själv, så kallad ”piggyback”-monterad på ett teleskop som sköter
följningen, eller vara fastsatt i teleskopets primärfokus istället för ett okular. För bra resultat krävs
speciell snabb film (notera att snabba filmer har större ljuskänsliga korn och ger kornigare bilder),
som reagerar fort även vid mycket svag belysning. För att uppnå bättre resultat, använder en del
astrofotografer sig av olika metoder, varav en är att kyla både filmen och kameran för att öka
känsligheten.
Med digitala tillbehör för astrofotografering kan
man uppnå häpnadsväckande detaljerade
observationer. En CCD-detektor (CCD, ChargeCoupled Device) byggs upp av en
halvledarkomponent som består av enskilda celler,
så kallade pixlar, som var och en beräknar antalet
fotoner som träffar respektive cell. Med denna
teknik kan användaren kombinera data från
åtskilliga exponeringar. Bilderna kan sedan
förstärkas i ett bildbehandlingsprogram, som också
kan plocka fram data för det exponerade objektet.
Även enkla webbkameror kan avbilda himlen (med
rätt program), men inte ens en CCD med högsta
upplösning kan ännu generera lika bra upplösning
som en film kan.2
Illustration: Universum – illustrerat uppslagsverk
Figur 4.3
4.2. Laboration – Titan i fokus
Tidigare fördjupande texter kring Titan baseras främst på rapporter från Cassini-Huygens,
publicerade av NASA, och facklitteratur från astronomiska läroböcker. Man skapar sig en uppfattning
av himlakroppens utseende genom att bara titta på bilder från Cassini-Huygens i NASA:s arkiv.
Samtidigt slås man i efterhand av tanken att bilderna är tagna utan atmosfäriska förhållanden, som
1
2
Rees Martin red. s. 78, 2006.
Rees Martin red. s. 79, 2006.
35
försämrar bildkvaliteten. Naturvetenskapliga forskare tror på vad de ser och för att kunna analysera
de atmosfäriska förhållandena på en avlägsen himlakropp, eller rentav studera
ämnessammansättningen i ytan måste de förlita sig på teknikens mätningar och se resultaten genom
dess ”ögon”. Jag hade redan föreställt mig hur Saturnus skulle se ut genom ovanstående faktorer,
men att med egna ögon få observera planeten genom teleskopet och få se att min verklighetsbild
verkligen stämmer var en fantastisk upplevelse. Titan tedde sig som ett gruskorn vid sidan om en
sten och avslöjade inga egenskaper (vi hade dessutom ingen spektrograf tillgänglig), men i okularet
framställdes den ändå som den fascinerande himlakropp den verkligen är. Viktig anmärkning som
nämns under Inledning är att detta projektarbete inte avslöjar nya forskningsresultat och Laboration
– Titan i fokus baseras på en rapport från en observation, som i sin tur baserades på redan känd
data. Eftersom de tillgängliga instrumenten hade sina begränsningar och Titan därför dokumenteras
som en lite ljuspunkt, så är rapporten till står del vinklad till Saturnus, men resultaten gäller för Titan!
Tiden innan
Fredagen den 14 mars 2008 var det en månad innan inlämningsdagen. Vädret hade på sistone varit
genommulet, med undantag av några få dagar. Jag skickade ett mejl till Anders Nyholm, biträdande
observatoriechef på TBO, i vilket jag förmedlade desperata förhoppningar om en stjärnklar kväll;
väderprognoserna såg fortsatt negativa ut och tiden hade dessvärre blivit en bristvara, som följd av
omständigheterna. Lördagen därpå växte dock förhoppningar fram om en vändning. Molnen
lämnade fria fickor mellan sig och solen sken. På eftermiddagen var jag i Malmö med min bror för att
se filmen 10 000 B.C. på bio. Klockan 18.45 skulle filmen börja och det var dags att stänga av
mobiltelefonen; jag tackar att filmen var sju minuter försenad; så ringde Anders Nyholm och sade att
han var på väg ut mot TBO och att väderförhållandena var bra. Vi bestämde att jag skulle ta mig ut i
Oxie efter filmens slut klockan 20.40. Vädret såg fortsatt klart ut även efteråt, så vi litade på en
stjärnklar observationskväll och den blev fantastisk.
Utförande
Saturnus nådde oppositionsläge den 14 februari 2008, det vill säga den ”går upp” när solen ”går ned”
(se nedan s. 46), vilket gav bra observationsmöjligheter från januari till juni månad år 2008. Att
notera är att Saturnus i anknytning till sitt dåvarande läge rörde sig med retrograd rörelse, det vill
säga den rörde sig från öster mot väster (ingen effekt som märktes under den kortvariga
exponeringen). Saturnus kan hittas i stjärnbilden Lejonet årligen och mellan mars och juni månad år
2008 kunde den observeras nära den ljusstarka stjärnan Regulus, som utgör det nedre högra hörnet i
Lejonet. Jag anlände till TBO klockan 21.25 och då hade Anders Nyholm redan tagit några bilder av
Saturnus, med början klockan 19.17 UT fram till klockan 20.51 UT, med en kamera av typen Apogee 7
CCD och 0,35 m 5/f Celestron SCT. Då vi observerade Saturnus klockan 21.40 användes ett 14 tums
Meade SCT. Saturnus observerades med ringsystemet sett underifrån och befann sig klockan 20.00
UT på deklinationen 11°58’06’’ och rektascensionen 10h24m15s (uppgifterna är fastställda för en
observatör i Lund den 15 mars 2008). Vi befann oss med zenit på latituden 55°33’ N och longituden
13°05’ E. Observationen gjordes med två teleskop. Vi använde ett teleskop av typen Meade SCT för
att observera Saturnus och Titan direkt i okularet. Celestron SCT var kopplat via kamera till en dator
inne i observatoriet. Vi började med att observera Saturnus direkt i Meade SCT och fick en hög
upplösning av planeten med ringarna; ”seeingen” var bra. Titan observerades som en betydligt
mindre ljuspunkt nere till vänster om Saturnus (felvänd).
36
Därefter gjorde vi en observation på dataskärmen via Celestron SCT. På datorn var Saturnus en
ganska spridd ljuspunkt på grund av att exponeringstiden var, i sammanhanget, kort på 0,1 s. Titan
avbildades inte heller som en skiva utan var en mindre, ganska svåravgränsad ljuspunkt.
Webbkameran fanns inte till hands för tillfället,
så några upplösningsbilder blev inte tagna. Titan
ligger förhållandevis på för stort avstånd för att
fångas på bild, såvida man inte kyler ned
kameran och på så vis ökar ljuskänsligheten.
Saturnus med IR-filter beskrivs av figur 4.4, som
togs den 24 april 2005. Ett urval av
exponeringsfilmen beskrivs av figur 4.5 som visar
Saturnus överexponerad och som resultat av
detta syns fem av de större månarna kring
planeten, varav Titan befinner sig snett upp till
höger om Saturnus.
Foto: Anders Nyholm, TBO, Oxie
Figur 4.4
Saturnus den 24 april 2005, tagen med Philips ToUcam PRO
II med IR-filter och 14 tums Meade SCT.
Japetus’ svagt framträdande ljuspunkt lyckades
inte identifieras direkt under observationen på
dataskärmen och misstänktes istället vara en
bakgrundsstjärna. Med senare mätningar i
magnituder och positioner med hjälp av
databasen Simbad identifierades Japetus. Som
ses i figuren, så är Titan ganska ”spridd” och
skivan kan inte urskiljas.
Foto: Anders Nyholm, TBO, Oxie
Figur 4.5
Exponering av Saturnus den 15 mars 2008 klockan 20.51 UT
med Apogee 7 CCD och 0,35 m 5/f Celestron SCT.
Resultat
Med exponeringsbilderna från den 15 mars 2008 som underlag, skall det skenbara avståndet mellan
Saturnus och Titan bestämmas. Metoden är att i ett program, AVIS, uppskatta ett läge för Saturnus’
centrum, vilket blir en grov approximation i och med exponeringen. Från Saturnus’ centrum till Titan
beräknas antalet pixlar och mellan varje pixel gäller ett vinkelavstånd av 2 bågsekunder. Antalet
pixlar mellan Saturnus och Titan i x-led bestämdes till 67, med en felmarginal av ungefär 2 pixlar. I
figur 4.6 utgör vinkelavståndet mellan Saturnus och Titan hypotenusan i en rätvinklig triangel, vilken
beräknas med Pythagoras sats, varför vi tar reda på antalet pixlar i y-led också; antalet bestämdes till
21. Nu känner vi till de båda kateterna för en rätvinklig triangel och kan beräkna hypotenusan. För
enkelhetens skull beskrivs situationen i figur 4.6, där pixlar är omvandlade till bågsekunder.
Enligt Pythagoras sats får vi vinkelavståndet mellan Saturnus och
Titan enligt följande:
Som figur 4.6 visar, så befinner sig Titan ungefär 140 bågsekunder
från Saturnus. Vinkelavståndet kan användas för att beräkna det
skenbara avståndet mellan Saturnus och Titan.
37
Figur 4.6
Vinkelavståndet Saturnus-Titan i
bågsekunder.
Metoden är samma princip som den trigonometriska parallaxen, fast då vinkelavståndet mellan
Saturnus och Titan är känt. Avståndet mellan jorden och Saturnus är känt, med ett medelvärde av
8,558959585 AE. Omvandlat till km får vi 1,280402129·109 km.
Med de trigonometriska lagarna kan vi, med hjälp av avståndet mellan jorden och Saturnus, ,
beräkna det teoretiska avståndet mellan Saturnus och Titan, , enligt följande:
km
Figur 4.7
Det skenbara avståndet
Saturnus-Titan relativt jorden
(kateten Saturnus-Titan är
förstorad 1 000 gånger relativt
det angivna avståndet).
Det skenbara avståndet bestäms alltså till ungefär 870 000 km, vilket är
kortare än avståndet i periapsis (ungefär 1 190 000 km). Felkällan är
just den att verkligheten är tredimensionell och i dessa beräkningar tas
bara hänsyn till två dimensioner, i sidled och höjdled. Figur 4.5
beskriver Titan lite bakom eller lite framför Saturnus och inte två
himlakroppar i ett plan, vilket beräkningarna ovan gör. Om vi tar
hänsyn till den tredje dimensionen, rätvinklig med planet, kan vi
beräkna ett teoretiskt läge för Titan i sin bana. Värdet på det skenbara
avståndet mellan Saturnus och Titan pekar på att Titan befinner
antingen lite bakom eller lite framför det plan, som beräkningarna ovan
tog hänsyn till. Med banans låga excentricitet, kan man anta att den är
cirkelformig. Med en känd medelradie kan man beräkna ett lämpligt
läge för Titan i sin bana klockan 20.51 UT.
Låt oss anta att planet vi tog hänsyn till tidigare fortfarande finns, fast vi adderar en tredje dimension
genom Saturnus’ centrum, rätvinklig mot planet. Den räta linje som uppkommer mellan Saturnus’
centrum och Titans teoretiska läge, radius vector, skall fullborda en rätvinklig triangel med vinkeln
mellan Titans skenbara läge och dess teoretiska läge enligt figur 4.8.
Om vi förkortar kvoten mellan Titans skenbara läge
och teoretiska läge, så fås förhållandet mellan
hypotenusa och närliggande katet enligt figur 4.8;
principen är enhetscirkeln och nu kan vi beräkna
Titans verkliga läge relativt jorden. Vi antar att det
teoretiska avståndet är 1,0 längdenheter, vilket ger ett
skenbart avstånd av ungefär 0,71 längdenheter.
Vidare beräknas den teoretiska vinkelförskjutningen
enligt följande:
Figur 4.8
Vinkelavståndet mellan det skenbara och teoretiska
läget.
°
38
Titan var alltså klockan 20.51 UT förskjuten
ungefär 44,5° från dess skenbara läge. Nu
kan man ställa frågan: skulle man kunna
beräkna skenbara avståndsförskjutningar i
banan från början till slut under 94
minuters exponering och på så vis beräkna
vinkelavståndet mellan dessa två punkter i
banan? Ovanstående beräkningar gäller för
Titan vid exponeringens slut klockan 20.51
UT. När exponeringen startade klockan
19.17 UT, så befann sig Titan enligt figur
4.10.
Utformad i GEUP 3
Figur 4.9
Titans teoretiska vinkelavstånd från dess skenbara läge relativt
jorden.
Bilden är uppflammad för att öka ljuskänsligheten och samtliga
månar är ordnande ungefär som i figur 4.5, med en liten skenbar
förflyttning. Med samma metod som för det skenbara
vinkelavståndet i figur 4.5 bestäms det skenbara vinkelavståndet i
figur 4.10 till ungefär 144 bågsekunder i AVIS. Precis som tidigare
låter vi förhållandet mellan Saturnus, Titan och jorden utforma en
rätvinklig triangel, för vilken det skenbara avståndet beräknas (se
figur 4.7 för en översikt).
Foto: Anders Nyholm, TBO, Oxie
Figur 4.10
Exponering av Saturnus den 15 mars
2008 klockan 19.17 UT med Apogee
7 CCD och 0,35 m 5/f Celestron SCT.
Det skenbara avståndet beräknas enligt följande:
km
Med det skenbara avståndet beräknas den teoretiska
vinkelförskjutningen precis som tidigare enligt följande:
°
Det tidigare teoretiska läget plottas in i figur 4.11
tillsammans med det senare teoretiska läget och under
den 94 minuter långa exponeringen kan vi konstatera
att Titan förflyttade sig ungefär 1,37°.
Utformad i GEUP 3
Figur 4.11
Titans skenbara förflyttning i sin bana.
Felkällor
Ovanstående resultat är baserade på den 94 minuter långa serien av bilder den 15 mars 2008 på
TBO. I programmet AVIS har den första och sista exponeringsbilden med exponeringstiderna 0,5
39
respektive 0,1 sekunder redigerats, så att ljuskänsligheten har ökats. Beroende av exponeringstid blir
Saturnus med månarna mycket eller lite utspridda ljuspunkter i ett plan, vilket ger uppskattningen av
vinkelavstånd en osäkerhet på ungefär 4 bågsekunder. Osäkerheten får tas i beräkning när man
bestämmer de skenbara avstånden, men resultaten håller sig inom felmarginalen. Identifikationen av
ljuspunkterna som gjordes synliga stämmer för alla ljuspunkter i bilderna och metoden var att ange
ett avståndsintervall av omgivningen i bågsekunder och med databasen Simbad se vilka möjliga
objekt som finns inom det angivna intervallet. Viktig notifikation är att ovanstående beräkningar
förutsätter att Titans banas excentricitet försummas, vilket i sin tur resulterar i en felmarginal på
0,02888 längdenheter i figurerna som gjordes i GEUP 3.
Markus Svensson
TBO, Oxie den 15 mars 2008
5. Från början till framtiden – Tack till TBO
Vid mållinjen av ett års fördjupning av Titan blickar jag tillbaka på tiden som löpt och är helnöjd med
resultatet. När jag färdigställde projektplanen den 25 maj 2007 var det sedan tidigare tänkt att jag
skulle ta kontakt med Lunds Universitet, angående ett önskat studiebesök. Efter vägledningar på
universitetets hemsida kontaktade jag studierektorn för Astronomiska Institutionen, Ingemar
Lundström, via mejl. I sitt svar ledsagade han mig till TBO. Kontaktperson var Lars-Olof Hansson, så
jag skickade ett mejl under sensommaren 2007. Svaret några dagar senare var ett glatt besked att ett
studiebesök kommer att arrangeras.
5.1. Från dröm till verklighet
År 1970 avslöjades önskemål om att anlägga ett exklusivt observatorium i Malmötrakten.
Ordföranden i Astronomiska Sällskapet Tycho Brahe, Per-Åke Björklund, som också var överingenjör
på gatukontoret försökte påverka politikerna i Malmö att uppföra ett observatorium. Gatunämndens
ordförande Carl Ljungbeck var positivt inställd till förslaget och ansökte om ett underlag för en
motion. Svend-Åge Müller utarbetade ett sådant för ett observatorium, men kommunstyrelsens
ordförande Arne Lundberg med många anhängare var skeptiska till förslaget. Två år senare steg
arbetslösheten markant bland byggarbetarna och drömmen verkade dold i dimman. Per-Åke
Björklund lade fram ett nytt förslag till gatunämnden om ett amatörobservatorium. Gatukontoret fick
i uppgift att framställa ett fullständigt förslag, innefattande byggritningar och kostnadsberäkningar.
Efter att handlingarna upprättats ansökte gatunämnden till Arbetsmarknadsstyrelsen (AMS) om
bidrag till byggandet av ett observatorium för amatörastronomer.
Den 23 februari 1973 beslöt kommunfullmäktige i Malmö att ett amatörobservatorium skulle byggas.
Den 19 april samma år hölls det taklagsfest på platsen för Sveriges första skol- och
folkobservatorium. Byggnaderna var redan beslutade om, men inredning saknades och instrument
skulle, enligt överenskommelsen, de astronomiska föreningarna stå för. Den föreslagna utrustningen
var kostnadsberäknad till 27 000 kronor; ett SCT med 35 cm objektivdiameter och en astrokamera av
Schmidt-typ med 20 cm objektivdiameter. Instrumentet i det andra observationshuset blev ett
amatörbygge av typen Gregory med 30 cm objektivdiameter. Den 7 december samma år invigdes
TBO i Oxie, som hade omsatt ett pris på 145 000 kronor.
Senare delen av sjuttiotalet var amatörastronomins guldålder och trycket på instrumenten var så
stort att det ibland krävdes kölistor för att organisera observationer. År 1985 passerade Halleys
40
komet jorden under sin 76-åriga omloppsbana kring solen. Rymdfarkoster sändes iväg för att studera
himlakroppen och i slutet av året var TBO välbesökt när allmänheten kom för att skåda den diffusa
”fläcken” på himlen.
Med orsak av Malmös ökande ljusutsläpp och Oxies utbyggnadsplaner diskuterades år 1989 en
eventuell flytt av observatoriet; föreslagna orter var bland annat Almåsa och Klagshamn. År 1992
gjorde CCD-teknologin sin debut och revolutionerade observationerna; ljussvagare objekt blev
synliga för fotograferingar och intresset ökade markant.1
Den 3 maj 1994 ödelades observatoriets huvudbyggnad av en anlagd brand och följderna blev
outhärdliga för varenda amatörastronom. Efter svåra förhandlingar med kommunen kom dock beslut
om en återuppbyggnad och återinvigning av observatoriet ägde rum kommande år på nationaldagen.
År 1996 var verksamheten åter på räls och året var händelserikt; först öppet hus för Hyakutakes
komet (upptäcktes av den japanske astronomen Yuji Hyakutake i januari 1996 och var bäst synlig i
slutet av mars 1996, då den nådde magnituden -12), sedan en partiell solförmörkelse (ringformig
solförmörkelse, annat fall än vid total solförmörkelse) och till sist Hale-Bopps komet (upptäcktes år
1995 av Alan Hale och Thomas Bopp, passerade jorden i mars 1997 och gjorde sin perihelpassage i
april samma år3).
År 1999 invigdes det fjärrstyrda teleskopet, som styrs via internet. De inbjudna gästerna fick under
demonstrationen se teleskopet styras från USA. Första skolan att använda det nya systemet var
Bergaskolan i Eslöv. Observatoriet var vid denna tid i frontlinjen vad gäller avancerad teknologi.
Under våren 2002 lades föreningen MARS (Malmö Astronomi- och Rymdfartssällskap) ned efter 40
års arbete. På hösten startade observatoriet ett nytt projekt för barn i åldrarna 7-10 år;
Rymdungarna fick strax innan jul besök av en kosmonaut, Victor M. Afanasiev. Han berättade om hur
det känns att sitta i en rymdfarkost och om livet ombord på olika rymdstationer. På senhösten
övertogs ansvaret för observatoriets organisationsform ensamt av Tycho Brahe-sällskapet.
År 2003 arrangerades ännu ett öppet hus med anledning av en partiell solförmörkelse och en
Merkuriuspassage över solytan. I augusti samma år observerades Mars och TBO stod dessutom för
Sveriges första observation av en exoplanet (planet som inte tillhör solsystemet och hittas istället
kring andra stjärnor än solen eller i den interstellära rymden, utan anknytning till någon stjärna4).
Ovanpå all uppståndelse firade observatoriet 30-årsjubileum och ett nytt teleskop införskaffades, för
att förbättra visningarna för allmänheten.5
1
Hemborg Peter, Tycho Brahe-observatoriet 30 år, jubileumsbroschyr, 2003.
Ahlin Per, Stenholm Björn & Sundman Anita, 2005, s. 110.
3
Ahlin Per, Stenholm Björn & Sundman Anita, 2005, s. 96.
4
Ahlin Per, Stenholm Björn & Sundman Anita, 2005, s. 72f.
5
Hemborg Peter, 2003.
2
41
Sammanfattning
Observationen på TBO den 15 mars 2008 var forskningssyftet som projektarbetet tar upp. Under 55
minuter av de drygt 7 500 minuter jag har ägnat åt projektarbetet fulländades huvudmålet. Min
verklighetsbild av Saturnus bekräftades och Titan framställdes som den svaga ljuspunkt jag var
medveten om att få se. Hela vistelsen på TBO redogörs för under Laboration – Titan i fokus, där
Titans beteende beräknas utifrån de trigonometriska lagarna. Alla resultat grundar sig på en
exponeringsfilm för att göra ljussvaga objekt ljusstarkare och utifrån två tvådimensionella sekvenser
är den tredimensionella verkligheten, beträffande Titans approximativa rörelse i sin bana
dokumenterad. Diverse utredningar, som inte var planerade innan observationen, har kunnat
genomföras och jag är helnöjd med resultatet.
Övriga delar i projektarbetet använder sig av resultat som NASA och ESA har publicerat från CassiniHuygens’ uppdrag och det insamlade materialet sträcker sig som längst tillbaka till år 2004. Med
Cassini-Huygens har forskarna uppnått häpnadsväckande resultat och lyckats genomföra avancerade
studier kring Titans planetliknande egenskaper. Bevis som pekar på existensen av en underjordisk sjö
av vatten och ammoniak har funnits genom radarmätningar av Titans rotation och förändringar vid
ytan. Att Titans planetliknande och framför allt jordliknande atmosfär mycket väl kan ge svar på hur
livet uppstod på jorden har varit känt bland forskarna länge och Cassini-Huygens’ studier kring Titans
atmosfär har gjort framsteg i frågan. Faktum är att jordliknande liv osannolikt kan uppstå på Titan,
under de extrema klimatförhållanden som råder där, men den övre atmosfärens kemiska
sammansättning består av komponenter som liknas vid jordatmosfärens sammansättning, innan livet
uppstod.
De beräkningar jag har gjort kring Titan baseras på redan kända värden och avslöjar inga nya data
kring Titan, men mitt engagemang har verkligen hjälpt mig på min väg mot högre studier inom
astronomi. Jag riktar återigen ett stort tack till TBO, som har förverkligat min dröm och jag vill ge ett
speciellt tack till Anders Nyholm, som anordnade observationen och som har visat stort intresse för
att jag skulle lyckats och ett tack till Lars-Olof Hansson som var min förste kontaktperson, som
guidade mig runt på TBO under mitt första studiebesök där.
Projektarbetets huvudmål i observationen hade inte varit möjligt om de nämnda personerna inte
hade engagerat sig för att mitt mål skulle uppfyllas.
42
Appendix
När det gäller att mäta på stjärnhimlen är avstånden mellan stjärnorna och jorden triviala och kan
därför försummas. Den praktiskt bästa metoden att ange en stjärnas läge är att föreställa sig att
himlen, med hela sin omgivning, är projicerad på insidan av en roterande sfär som omsluter jorden;
där jorden även utgör centralkropp, kring vilken stjärnorna tycks ingå i ett omlopp (orsakat av
jordens rotation kring sin egen axel) med en period av ett dygn. Appendix utgörs av bilagor som
behandlar himmelssfären och redogör bland annat för himmelskoordinater, latitudeffekten och
stjärnornas ljusstyrka, för vilka grundläggande begrepp kommer att diskuteras.
Koordinater
Himmelssfären påminner om jordklotet och har egenskaper utgående från jordglobens indelning.
Nordpolen och sydpolen löper längs jordaxelns förlängning (även kallad världsaxeln) mot
oändligheten i nordlig respektive sydlig riktning och därför är de belägna i (under förutsättning att
observatören befinner sig på nordpolen) zenit (den högsta punkten rakt ovanför observatören) 90°
respektive nadir (den lägsta punkten rakt nedanför observatören) -90° på himmelssfären.
Jordekvatorn finns projicerad som en storcirkel (skärningen mellan en sfär och ett plan genom
sfärens medelpunkt) på himmelssfären i form av himmelsekvatorn, rätvinklig med världsaxeln.
Himmelssfären är en himmelsk version av jordgloben och orientering av stjärnor utförs med samma
metod som orientering av städer; genom undersökande av latitud och longitud, men vad är
egentligen latitud och longitud? Precis som man använder sig av x-koordinater och y-koordinater för
att, inom matematiken, bestämma lägen för godtyckliga punkter i ett plan använder man sig av
latitud och longitud för att bestämma lägen av godtyckliga punkter på en tredimensionell sfär.
Principen är densamma som för tvådimensionella koordinatsystem, men man adderar ytterligare en
dimension i x-axelns horisontalplan och istället för att ange en längdenhet använder man ett
vinkelintervall, som för longitud gäller att
, där noll grader motsvarar nollmeridianen
(Greenwich) och ökar österut. Samma sak gäller för y-axeln, där även latitud anges med ett
vinkelintervall, nämligen
, där noll grader motsvarar ekvatorsplanet och ökar ju
längre norrut man kommer, med maximal vinkel i norra himmelspolen (för vilken Polstjärnan, eller
Polaris, kan användas som referenspunkt).
En observatör på jorden kan i bästa fall bara se halva himmelssfären vid ett bestämt tillfälle (under
förutsättning att himlen är molnfri och horisonten obruten). Halva himmelssfären döljs av jorden
själv. För en observatör vid någon av de två polerna är en bestämd halva av himmelssfären alltid över
horisonten, medan den andra halvan aldrig blir synlig. För en observatör på latituder inom intervallet
(alltså inte på polerna) orsakar jordrotationen ständigt variationer av den synliga
himmelssfären för varje latitud, så att nya delar blir synliga. Denna latitudeffekt innebär att en
observatör som befinner sig exempelvis på latituden 60° N eller 60° S kan se upp till tre fjärdedelar av
himmelssfären och en observatör på ekvatorn kan se varenda del av himmelssfären någon gång
under ett dygn.1
Himlens dagliga rörelse orsakas, som tidigare nämnt, av jordrotationen och i takt med denna rör sig
alla himlakroppar över himlen, trots att stjärnor och planeter bara är synliga under natten. För en
observatör på måttliga latituder tycks stjärnorna i himmelssfärens polarområden beskriva en daglig
cirkel runt norra eller södra himmelspolen. Alla himlakroppar går upp i öster, kulminerar (når högsta
1
Rees Martin red. s. 58, 2006.
43
läge) i söder eller norr (beroende på om observatören befinner sig på norra eller södra halvklotet)
och går ned i väster. Ju närmare ekvatorn observatören befinner sig, desto ”brantare” upp på himlen
rör sig stjärnorna. Stjärnorna har fasta lägen på himmelssfären, så deras rörelser upprepas noggrant
varje stjärndygn (sideriskt dygn, tiden mellan två tillfällen för vårdagjämningspunktens övre
kulmination, på exakt 23 timmar, 56 minuter och 4 sekunder1). Närbelägna stjärnor till
himmelspolerna rör sig i perfekta cirkelbågar runt polerna, alltså de rör sig aldrig under horisonten
och upprätthåller så kallad cirkumpolär rörelse kring himmelspolerna.2
Medan jorden kretsar kring solen, tycks solen röra sig relativt stjärnbakgrunden. När solen rör sig i ett
område på himlen sväljer solljuset ljuset från just det området, vilket medför att stjärnor och andra
objekt där blir tillfälligt svåra eller omöjliga att observera från godtyckliga platser på jorden. Jordens
rörelse medför också att den del av himmelssfären som ligger mittemot solen från jorden sett (den
på natten synliga delen) förändras. Under en sådan här period, ett så kallat år, varierar himlens
utseende för godtyckliga latituder på jorden.
Inledningsvis diskuterades
orientering på himmelssfären,
med avseende på latitud och
longitud. Den mest använda
metoden för att ange en
stjärnas läge på himlen är att
införa begreppen deklination
och rektascension.
Himmelssfären liknar, som
tidigare nämnt, en
tredimensionell glob, vars ”skal”
kretsar kring jorden. Det
nämndes också att latitud och
longitud anges i grader (eller
bågminuter med
begynnelseläge vid ekvatorn
(himmelsekvatorn) respektive
nollmeridianen.
Illustration: Universum – illustrerat uppslagsverk
Figur 1
Stjärnans läge på himmelssfären anges av dess deklination (höjd över
himmelsekvatorn) och rektascension (vinkelförskjutningen från begynnelseläget,
vårdagjämningspunkten).
För astronomiska koordinatangivelser ersätts latitud med deklination, som mäts i grader, bågminuter
(1° motsvarar 60 bågminuter) och bågsekunder (1 bågminut motsvarar 60 bågsekunder) med
himmelsekvatorn som referensplan. Longitud ersätts med rektascension, som mäts österut längs
himmelsekvatorn relativt ekvinoktialkoluren (en storcirkel som löper genom de båda himmelspolerna
och de två dagjämningspunkterna) med begynnelseläge i vårdagjämningspunkten (se figur 1), i
antingen grader, bågminuter och bågsekunder eller vanligtvis timmar, minuter och sekunder (för
vilket gäller att en timme motsvarar 15° och en tidsminut motsvarar 4°).3
1
Ahlin Per, Stenholm Björn & Sundman Anita, s. 240, 2005.
Rees Martin red. s. 59, 2006.
3
Rees Martin red. s. 59, 2006.
2
44
Ekliptikan och himmelska kretslopp
Jordens omlopp kring solen orsakar en sådan rörelsesituation för en observatör på jorden att solen
tycks röra sig längs en skenbar bana över himlen. Anta att banan projiceras som en storcirkel på
himmelssfären; så blir banan känd som den så kallade ekliptikan, kring vilken även planeterna rör sig.
Solens maximala deklination i ekliptikan sker vid sommarsolståndet den 21 eller 22 juni och dess
minimala deklination sker, inte helt oväntat, vid vintersolståndet den 21 eller 22 december. Till följd
av solens skarpa sken är denna rörelse inte uppenbar, men solen förflyttar sig varje dag en liten bit
gentemot stjärnorna i bakgrunden. Längs ekliptikan ”kretsar” ett ”band” som sträcker sig 9° åt båda
sidorna av denna, den så kallade djurkretsen eller zodiaken. Till detta ”band” hör 24 hela stjärnbilder,
varav 13 stjärnbilder solen passerar genom. 12 av dessa stjärnbilder utgör stjärntecken (astrologiskt
begrepp och har inte med vetenskap att göra), som representerar samtliga månader under året.1
Precession
Solen tillbringar olika antal dygn i varje stjärnbild av de 13 den passerar genom. De traditionella
astrologiska datumangivelserna för solens genomgång i varje stjärnbild ändras dock med tiden.
Förändringen orsakas delvis av ett fenomen som kallas precession. Jordens ekvatorsplans lutning på
23,5° mot ekliptikans plan är avgörande för uppkomsten av årstider och därmed tidsskillnad mellan
natt och dag vid olika tidpunkter av året.2
Kortfattat lyder definitionen för precession som himmelspolernas cirkulära rörelse (med en
cirkelradie på 23,5°) kring ekliptikans poler med en period av 25 800 år. Vidare beror precessionen på
att jordens avplattning tillför jordekvatorn extra massa och att månens och solens gravitation strävar
efter att vrida jordens ekvatorsplan att sammanfalla med dess banplan. Eftersom jorden, förutom
kretsar kring solen, även roterar kring sin egen axel, så uppkommer i stället en precesserande
”vaggande” rörelse, den så kallade luni-solarprecessionen. Till följd av precessionen är inte
dagjämningspunkterna fixa, utan rör sig relativt stjärnhimlen. Med avseende på
precessionsfenomenet är stjärnornas koordinater inte konstanta utan ändras sakta, därav att man
använder tidsangivelser för stjärnkartor.3
Planeternas rörelser
På s. 9 redogjordes för Saturnus’ 29,46 år långa omlopp kring solen, med avseende på
dagjämningspunkterna, sommar- och vintersolstånd. Ekliptikan och himmelska kretslopp (se ovan)
har även klargjort att solsystemets ingående planeter rör sig i närheten av ekliptikan med små
avvikelser, olikt stjärnorna. Ekliptikan används ofta som referensplan för att lokalisera planeter (med
månar) och, sett utifrån jordperspektiv, närbelägna stjärnor. Hur planeterna indelas på
himmelssfären skall redogöras för här nedan.
Planeternas rörelser över himlen påverkas av jordens omlopp kring solen, eftersom observatören
ändrar läge. Ju närmare jorden en planet befinner sig, desto snabbare rör den sig över himlen, vilket
beror på dels jordperspektivet och dels det nära avståndet till solen (jämfört med de yttre
planeterna).
Planeterna utgör två indelningar med avseende på deras rörelser över himlen; de inre och de yttre
planeterna. Samtliga av de inre planeterna, innefattande Merkurius och Venus, uppfyller villkor som
1
Rees Martin red. s. 60, 2006.
Rees Martin red. s. 60, 2006.
3
Ahlin Per, Stenholm Björn & Sundman Anita, s. 198, 2005.
2
45
nära avstånd till jorden och snabb banhastighet, eftersom de befinner sig nära solen. Merkurius och
Venus, som ju ligger innanför jordbanan, befinner sig ständigt nära solen på himlen; den maximala
elongationen (elongation, beteckning på vinkeln med avseende på jordens centrum mellan en
himlakropps och solens mittpunkt, se figur 2) dessa planeter kan uppnå är för Merkurius 28° och för
Venus 45° i både västlig och östlig riktning. De båda planeternas närhet till jorden och snabba
banrörelse orsakar en rask förflyttning över himlen relativt stjärnorna i bakgrunden. De visar också
faser liknande månens, då vinklarna mellan jorden, solen och respektive planet ändras något.
De övriga fem planeterna från Mars och utåt är de så kallade yttre planeterna (även, bortsett från
Mars, kallade gasjättarna). Dessa är inte så närbelägna solen på himlen som de inre planeterna är
och kan därför ses mitt i natten. Jupiter, Saturnus, Uranus och Neptunus ligger alltför avlägset bort
från jorden för att uppvisa tydliga faser och de rör sig (med avseende på avståndet från solen)
långsamt över himlen. Utifrån astronomiskt perspektiv brukar Mars (och jorden) ingå bland de inre
planeterna; dessa planeter är steniga med hög densitet och har en uppbyggnad av tungt material.
Gasjättarna ingår bland de yttre planeterna; med låg densitet och en uppbyggnad av gas och flytande
metalliskt material.
Illustration: Universum – illustrerat uppslagsverk
Figur 2
De termer som definieras här ovan används för att beskriva bestämda inbördes lägen för jorden, solen och planeterna; de
inverkar på fas, ljusstyrka och storlek, samt när planeterna är synliga på jordens himmel.
Tidigare har retrograd rörelse definierats som en bakåtriktad banrörelse för en himlakropp för ett
givet system. Men vad är orsaken till detta fenomen? Planeterna ”vandrar” vanligen över himlen från
väster mot öster relativt stjärnorna varje natt. Med jämna mellanrum rör sig dock en planet från
öster mot väster under en kortare tid; orsaken är fenomenet retrograd rörelse. Med figur 4.5 som
mall skall retrograd rörelse definieras, med avseende på de bildhänvisade begreppen. Retrograd
rörelse är en effekt av växlande perspektiv; det finns alltid en kropp man refererar till. Eftersom
retrograd rörelse utifrån jordperspektiv är det som en observatör kan iaktta är det jordens
banrörelse och den observerade planetens rörelse över himlen som är de inverkande faktorerna för
denna effekt. En yttre planet visar retrograd rörelse när jorden befinner sig i linje mellan den yttre
planeten och solen; man säger att den yttre planeten befinner sig i opposition (se figur 2). För att
nämna en planet gör Mars en ögla under sin retrograda rörelse över himlen. För de inre planeterna
46
(Merkurius och Venus) uppvisas retrograd rörelse för respektive planet då dessa befinner sig mellan
jorden och solen; man säger att de befinner sig i sin nedre konjunktion. De inre planeterna kommer
ikapp jorden då de passerar mellan jorden och solen.1
Stjärnornas rörelser
Den imaginära himmelssfären anger de ingående stjärnornas lägen på himlen och försummar
fullständigt avstånden från jorden. Oberoende av dessa uppskattar och beräknar astronomer
stjärnornas skenbara ljusstyrka, yttemperatur och ämnessammansättning. Dessa tre parametrar
bestäms efter stjärnornas framtoning på himlen. Givetvis är avståndet för en godtycklig stjärna
väsentligt för dess verkliga fysikaliska struktur i jämförelse med omgivningen; det går inte att jämföra
två stjärnor i storleksförhållanden och förhållanden i inre ljusstyrka, eftersom stjärnorna med största
sannolikhet befinner sig på olika avstånd från jorden. För stjärnornas rörelser över himlen är
avstånden triviala, vilket möjliggör att enkelt kunna beräkna en stjärnas ”vandring” över himlen.
Stjärnornas lägen på himmelssfären ändras mycket långsamt (med tiotusentals år mellan synliga
lägesförändringar). Rörelseprocessen består av två delar, nämligen en liten årlig lägesförändring på
himlen, så kallad parallaxförskjutning (se figur 3), och en riktad fortgående lägesförändring, så kallad
egenrörelse.2
Illustration: Astronomi – en bok om universum
Figur 3
Om en stjärna befinner sig på avståndet
parsek och med parallaxen bågsekunder
gäller att
.
Den närmast belägna stjärnan förutom solen, Proxima
Centauri, befinner sig 4,22 ljusår bort (jämför med
avståndet till solen, för vilket det tar ljuset omkring åtta
minuter att färdas). Denna stjärnas årliga rörelse kan
beräknas med parallaxmetoden (se figur 3). För
parallaxmetoden utgår man från två punkter i jordens
bana kring solen och under detta tidsintervall tycks
stjärnan göra sin årliga lägesförändring relativt
observatören (på grund av observatörens ”egen”
lägesförändring). Den vinkel som motstående katet
(alltså avståndet mellan jorden och solen, 1 AE) upptar
kallas parallax eller trigonometrisk parallax.
Parallaxmätningar kan endast utföras för närbelägna
stjärnor, eftersom fjärran stjärnor uppvisar en mycket liten
förskjutning relativt stjärnbakgrunden. Om man under ett
år observerar en stjärna beskriver dess årliga rörelse en
liten ellips på himmelssfären (se figur 3). Halvaxeln i denna
ellips är stjärnans parallax. En radian motsvarar 206 265
bågsekunder. En stjärna med parallaxen
(1
bågsekund) befinner sig därför på ett avstånd av 206 265
AE. Detta avstånd kallas en parsek eller en parallaxsekund,
pc.3
Redogörelse för begreppet radian ur matematisk synvinkel lyder: ett varv delas in i 360°. 1°
motsvarar 60 bågminuter och en bågminut motsvarar 60 bågsekunder. Förhållandet mellan cirkelns
1
Rees Martin red. s. 64, 2006.
Rees Martin red. s. 66, 2006.
3
Lagerkvist Claes-Ingvar & Olofsson Kjell, Astronomi – en bok om universum s. 42, Bonnier Utbildning AB, 2006.
2
47
omkrets och diameter är 3,141592654 (π). En annan vinkelenhet är radian, som definieras så att ett
helt varv är 2π radianer. Detta ger att en radian är 206 265 bågsekunder (57,3°).1
Vintergatans samtliga stjärnor rör sig med olika hastigheter relativt solsystemet, galaktiska centrum
och varandra. Dessa rörelser kan observeras på himlen, eftersom stjärnorna ju ändrar läge på
himmelssfären; denna lägesförändring kallas egenrörelse. Stjärnornas egenrörelser kan ofta
försummas, eftersom de flesta stjärnorna finns belägna på så enorma avstånd från jorden.
Egenrörelser för stjärnor brukar uppenbara sig mellan en bråkdels bågsekund och 10,3 bågsekunder
per år. Barnards stjärna har den största egenrörelsen på just 10,3 bågsekunder per år (jämför med
måndiametern på 0,5°; det tar Barnards stjärna 180 år att färdas en fullmåne på himmelssfären).
Omkring 200 stjärnor har egenrörelser större än en bågsekund per år, vilket motsvarar omkring en
grads lägesförändring under 3 600 år. Stjärnorna uppvisar sin egenrörelse i såväl höjd på
himmelssfären, så kallad deklination, som ekvatoriellt läge relativt observatören på jorden, så kallad
rektascension. Egenrörelsen för en godtycklig stjärna bestäms alltså av stjärnans deklination och
rektascension . Sambandet kan skrivas enligt följande ekvation:
där
är stjärnans egenrörelse i rektascension och är stjärnans egenrörelse i deklination. Om
egenrörelsen för en godtycklig stjärna är känd, likaså avståndet från jorden, kan astronomer beräkna
stjärnans tangential- och radialhastighet relativt jorden. Tangentialhastigheten är ett mått på
stjärnans rörelse relativt närbelägna stjärnor, alltså stjärnans egenrörelse. Tangentialhastigheten
mäts som en linjär ändring av stjärnans koordinater i bågsekunder per år. Radialhastigheten mäts i
enheten km/s och är ett mått på stjärnans rörelseriktning relativt jorden, rakt emot eller rakt bortåt,
och kan bestämmas genom att studera förskjutningar i stjärnans spektrum. Om en stjärna befinner
sig på ett avstånd av parsek med egenrörelsen bågsekunder per år, så gäller att
tangentialhastigheten är:
km/s 2
Stjärnornas ljusstyrka
Sedan urminnes tider har man kunnat urskilja stjärnorna på himmelssfären, med avseende på
ljusstyrka i olika storleksklasser, så kallade magnituder. Samtliga stjärnor som kan ses för blotta ögat
antar magnituder från storleksklass 1 till 6, där de ljusstarkaste stjärnorna tillhör första magnituden
(storleksklass 1) och de ljussvagaste stjärnorna tillhör sjätte magnituden (storleksklass 6). För denna
indelning gäller att en stjärna av första magnituden är 2,5 gånger ljusstarkare än en stjärna av andra
magnituden och så vidare. Numera använder astronomer en mer preciserad metod för att beskriva
stjärnors ljusstyrka. Principen är densamma; ju ljusstarkare stjärnan är, desto mindre magnitudvärde
antar den, men för denna metod kan en stjärna anta även ett negativt magnitudvärde. Sirius
(befinner sig 8,6 ljusår bort) som är den apparent ljusstarkaste stjärnan förutom solen har
magnituden -1,46. Vidare har solen magnituden -26,8. Definitionen för apparent magnitud (för vilken
avståndet försummas) lyder:
1
2
Lagerkvist Claes-Ingvar & Olofsson Kjell, s. 10, 2003.
Lagerkvist Claes-Ingvar & Olofsson Kjell, s. 43, 2003.
48
där är magnituden, är den observerade ljusstyrkan, den så kallade intensiteten, och är en
konstant som beror av instrumentet och kan ofta försummas, under förutsättning att samma
instrument används för olika observationer. En magnitudskillnad på fem enheter innebär ett
intensitetsförhållande på 1:100.1
För att mer effektivt beräkna en stjärnas skenbara ljusstyrka tillämpas omvända kvadratlagen. Enligt
denna avtar ljusstyrkan i proportion till kvadraten på dess avstånd till observatören. Detta fenomen
beror av att den utstrålade ljusenergin sprids över en allt större yta då den färdas bort från stjärnan.2
Apparent magnitud beskriver bara en stjärnas framtoning på himmelssfären, men faktum är att Sirius
egentligen är ljusstarkare än solen, ty avståndet är inte försummat för detta påstående. Ljusstyrkan
för en godtycklig stjärna beror av stjärnans luminositet, alltså mängden utstrålad energi per
tidsenhet (kan skrivas med enheten Watt, W). Hur observatören upplever stjärnan på himlen beror
av avståndet från jorden. För att astronomer skall kunna jämföra stjärnors ljusstyrka med avseende
på samtliga stjärnors avstånd från jorden tillämpas ett mått på den inre ljusstyrkan, den så kallade
absoluta magnitudskalan. Ekvationen är precis som för apparent magnitud logaritmisk, men den tar
hänsyn till avståndet och stjärnans skenbara magnitud. Definitionen för absolut magnitud lyder:
där
är den absoluta magnituden och är avståndet mellan jorden och stjärnan.3
1
Lagerkvist Claes-Ingvar & Lodén Kerstin, s. 45, 2004.
Rees Martin red. s. 67, 2006.
3
Lagerkvist Claes-Ingvar & Lodén Kerstin, s. 46, 2004.
2
49
Litteraturförteckning
Ahlin Per, Stenholm Björn & Sundman Anita, Astronomisk uppslagsbok, Bokförlaget Prisma, 2005
Bergström Lars, Björkman Lars, Gunnvald Per, Johansson Erik, Lindahl Göran & Nilsson Roy, Fysik för
gymnasieskolan B, Bokförlaget Natur och Kultur, 2001
Lagerkvist Claes-Ingvar & Lodén Kerstin, Planeter, Stjärnor och Galaxer, Liber AB, 2004
Lagerkvist Claes-Ingvar & Olofsson Kjell, Astronomi – en bok om universum, Bonnier Utbildning AB,
2003
Rees Martin red. Universum – illustrerat uppslagsverk, Globe Förlaget, 2006
Elektroniska källor:
http://www.planetary.org/news/2005/0730_Enceladus_South_Polar_Stripes_Spew.html
http://saturn.jpl.nasa.gov/news/press-release-details.cfm?newsID=826
http://saturn.jpl.nasa.gov/operations/huygens-mission.cfm
http://saturn.jpl.nasa.gov/science/index.cfm?PageID=75
http://saturn.jpl.nasa.gov/science/index.cfm?PageID=59&DisplayPage=2
http://saturn.jpl.nasa.gov/spacecraft/index.cfm
http://saturn.jpl.nasa.gov/spacecraft/instruments-huygens.cfm
http://sv.wikipedia.org/wiki/Accelerometer
http://sv.wikipedia.org/wiki/Aerodynamik
http://sv.wikipedia.org/wiki/Deuterium
http://sv.wikipedia.org/wiki/Erosion
http://sv.wikipedia.org/wiki/Isvulkan
http://sv.wikipedia.org/wiki/Kolonisering_av_Titan
http://sv.wikipedia.org/wiki/Masspektrometer
http://sv.wikipedia.org/wiki/Partikelstrålning
http://sv.wikipedia.org/wiki/Permittivitet
http://sv.wikipedia.org/wiki/Radioisotopgenerator
http://sv.wikipedia.org/wiki/Saturnus
http://sv.wikipedia.org/wiki/Tektonik
http://sv.wikipedia.org/wiki/Telemetri
50
