Petr Scheirich - 5. 5. 2001 | přístupy: | vytisknout článek
Často slyšíme nebo čteme, i na stránkách IAN, o objevu dalšího nečím neobvyklého tělesa sluneční soustavy. Jak se ukázalo na diskuzi IAN, obecný přehled o malých tělesech laikovi mnohdy uniká. Rád bych tímto článekm tuto mezeru zaplnil. Co tedy dnes víme o tělískách, které se potloukají meziplanetárním prostorem a jak je dělíme? Podíváme se na ně především z hlediska prostorového a dynamického.
Začneme kometami, rychle je opustíme, ale ještě se k nim vrátíme. Aktivní komety, které se prozradí svým nápadným ohonem a komou představují jen malou část objektů. Až do současnosti jsme pozorovali a určili dráhy celkem 1265 komet, které dělíme na krátkoperiodické a dlouhoperiodické.
Krátkoperiodické komety mají periodu oběhu menší než 200 let a roviny jejich drah leží blízko ekliptiky. Afélia (největší vzdálenosti od Slunce) většiny se rozprostírají v blízkosti dráhy Jupitera (tzv. komety Jupiterovy rodiny), což nasvědčuje tomu, že právě Jupiter svým gravitačním působením směřuje tyto tělesa do vnitřních částí sluneční soustavy. Známe dráhy 204 krátkoperiodických komet, z čehož sedm je ztracených nebo zaniklých.
Dlouhoperiodické komety s oběžnou dobou nad 200 let stráví většinu času na samé periferii sluneční soustavy, jejich afelia sahají až do vzdáleností 105 AU (astronomická jednotka -- střední vzdálenost Země od Slunce). Jejich dráhy jsou v prostoru rozloženy náhodně, sklony se pohybují od 0 do 180 stupňů. Známe dráhy 1061 z nich (127 je zaniklých nebo ztracených). Některé komety mají velmi podobné elementy dráhy; vznikly rozpadem původní komety na více částí. Nejznámější je Kreutzova skupina komet, jejíž členové mají velmi malé perihelové vzdálenosti a procházejí sluneční koronou.
Začali jsme objekty, které se přibližují ke Slunci nejvíce a od nich přejdeme do nejvzdálenějších oblastí sluneční soustavy -- Oortova oblaku.
V roce 1950 holandský astronom Jan Hendrik Oort (1900 - 1992) poukázal na to, že
Opusťme nyní komety a podívejme se na nejpočetnější (co se týče počtu objevených těles) skupinu malých těles: hlavní pás planetek. Je to rozlehlý prstenec ve tvaru koblihy mezi Marsem a Jupiterem ve vzdálenostech od 2,1 do 3,27 AU od Slunce. První z nich -- Ceres -- byla objevena v roce 1801. Její průměr je téměř tisíc kilometrů a v hlavním pásu známe celkem 16 planetek s průměrem nad 240 kilometrů. Počet menších těles velmi rychle roste, k 20. 4. 2001 bylo registrováno 110 119 objektů s určenou drahou, přičemž 41 655 objevů připadá jen na loňský rok.
Při pohledu na jejich polohy v prostoru (viz. obrázek) se zdá, že jejich uspořádání je více méně náhodné -- až na výraznou skupinu Trojanů. Ve skutečnosti však jsou Trojané jednou z mnoha skupin, do kterých rozděluje hlavní pás svým gravitačním působením Jupiter. Znázorníme-li si počty planetek hlavního pásu v závislosti na velké poloose jejich dráhy, uvidíme značně komplikovanou strukturu s řadou mezer. Tyto mezery objevil a správně vysvětlil v roce 1857 americký astronom Daniel Kirkwood (1814-1895). Velká poloosa dráhy souvisí přímo s oběžnou dobou (podle 3. Keplerova zákona). Je-li poměr oběžných dob planetky a Jupitera roven poměru malých celých čísel, způsobí periodické poruchy Jupitera, že dráha se stává nestabilní (případ Kirwoodových mezer, ze kterých Jupiter planetky vypudil), nebo stabilní (Trojané, planetky skupiny Hilda). Tento efekt nazýváme rezonance.
Trojané jsou pak speciálním případem. Nacházejí se v blízkosti libračních center L4 a L5 soustavy Slunce-Jupiter, kde se vyrovnává gravitační působení Slunce a Jupitera s odstředivou silou na obíhající planetku. Tato centra (nazývaná též Lagrangeovy body) se nacházejí na dráze Jupitera 60 stupňů před a za Jupiterem. "Fajnšmekři" dělí Trojany ještě na dvě skupiny: Trojané a Řekové (každá skupina v okolí jednoho Lagrangeova bodu). Mnoho z nich má pohyb natolik odlišný od pohybu libračních center, že mezi nimi oscilují -- jsou tudíž rozptýlené podél celé dráhy Jupitera. Jupiterových Trojanů známe 964, rovněž 4 "Trojany Marsu" -- v libračních centrech soustavy Slunce-Mars (jejich dráhy jsou ale dlouhodobě nestabilní).
Podrobnější analýzou elementů drah planetek můžeme odhalit další skupiny s podobnými elementy (tzv. rodiny asteroidů). Předpokládá se, že se jedná o fragmenty větší planetky na podobných drahách. Jmenujme alespoň některé z nich: planetky skupiny Eos, Koronis, Themis, Hygiea, ...
Výraznějšímu zájmu se těší tzv. blízkozemní planetky (Near-Earth Asteroids -- NEA). To jsou objekty na drahách s velkou poloosou menší než 1,3 AU. Věří se, že jsou to fragmenty vymrštěné z hlavního pásu kombinacemi kolizí a gravitačním vlivem Jupitera. Některé mohou být jádra již neaktivních komet. Dělí se na tři kategorie, pojmenované po nejznámějších členech v každé: (1221) Amor, (1862) Apollo, (2062) Aten. Odtud také označení planetky typu AAA.
Zcela zvláštní pozornost pak zasluhují potenciálně nebezpečné asteroidy (Potentialy Hazardous Asteroids /- PHA), kterých ke 23. dubnu známe 305. Jsou to objekty, jejichž dráhy se přibližují na vzdálenost menší než 0,05 AU (20 x střední vzdálenost Měsíce) k dráze Země a jejichž absolutní magnituda je menší než 22 mag (tedy asteroidy větší než cca 150 metrů, které již mohou při pádu do oceánu -- což je nejpravděpodobnější možnost -- způsobit vlnu tsunami). Stejně jako u ostatních těles, i jejich počet velmi rychle narůstá, jen za letošní březen jich bylo objeveno devět.
V posledních letech se mluví také o tzv. pásu blízkozemních planetek (Near-Earth Asteroid Belt), jehož existence vyplývá z numerických simulací a bylo objeveno několik těles, které do něj pravděpodobně patří. Stabilní eliptické dráhy těchto těles by se měly pohybovat v rozmezí 0,9 až 1,4 AU od Slunce, tedy v blízkosti zemské dráhy. Očekává se, že se v tomto pásu může nacházet až několik tisíc objektů, vesměs ale malých rozměrů a tudíž obtížně detekovatelných.
Přesuňme se nyní do vzdálenějších partií našeho systému, za dráhu Jupitera. 18. října 1977 objevil Charles Kowal pomocí 1,2 metrového dalekohledu na Mount Palomararké observatoři asteroid (2060) Chiron. Těleso však jevilo náznaky kometární aktivity. Jeho dráha má perihel ve vzdálenosti 8,5 AU a afel 18,5 AU od Slunce. Další podobný objekt byl objeven v roce 1992 -- Pholus, a v následujících letech přibývaly další. Předpokládá se, že jsou to "spící" kometární jádra, které díky velké vzdálenosti od Slunce nemohou vytvářet klasickou komu a ohon. Protože jsou něco napůl mezi planetkami a kometami, dostali přiléhavý název -- Kentauři. Jejich dráhy typicky kříží dráhu jedné z ostatních velkých planet (Saturnu, Uranu či Neptunu) a jsou proto dynamicky nestabilní (podle výpočtů se např. Chiron během několika set tisíc let dostane blíže ke Slunci a bude Jupiterem vyvržen ze Sluneční soustavy). Musí se tedy jednat o objekty, které se v těchto oblastech sluneční soustavy nacházejí jen přechodně a jsou tam doplňovány z většího "rezervoáru" těles.
Do oblastí mezi drahou Jupitera a Neptuna se dostávají i další tělesa, tzv. Objekty rozptýleného disku (Scattered-Disk Objects). Ty se pohybují na drahách s vysokou excentricitou a jejich afélia dosahují velkých hodnot -- až stovky astronomických jednotek. Pravděpodobně jsou to tělesa, která unikla díky gravitačním poruchám z Kuiperova pásu. Původ mají tedy stejný jako Kentauři. K 8. 4. 2001 bylo dohromady registrováno 66 Kentaurů a objektů rozptýleného disku.
Ohlédněme se nyní opět do historie. Ještě předtím, než Jan Oort příšel se svou hypotézou o oblaku "spících" komet obklopujícího sluneční soustavu, Kenneth Essex Edgeworth (1880-1972) v roce 1943 ukázal, že ve velkých vzdálenostech od Slunce by kolize v protoplanetárním disku byly tak málo časté, že by mohly vzniknout pouze spousty malých těles za drahami velkých planet. Gerard Peter Kuiper (1905-1973) v polovině dvacátého století jeho myšlenku podpořil -- některé komety mohou mít původ v menších vzdálenostech než 100 000 AU (kde začíná Oortovo mračno).
První objekt Edgeworth-Kuiperova disku (též Kuiperův pás) byl objeven v roce 1992 a záhy přibývali další -- téměř tři sta do června 2000. Předpokládá se, že v disku se nachází více než 35 000 objektů větších než sto kilometrů a jejich celková hmotnost se odhaduje na několik set násobků celkové hmotnosti planetek hlavního pásu. Pomocí Hubblova vesmírného dalekohledu bylo objeveno několik slabých těles, o rozměrech zhruba dvacet kilometrů, jejichž počet by mohl být asi 100 miliónů.
Častěji se dnes používá název Transneptunická tělesa (Trans-Neptunian Objects -- TNO). Největším známým TNO je "planetka" s číslem 20 000 -- Varuna, objevená 28. 11. 2000. Její průměr je 750 až 1000 kilometrů (tedy 1/3 až 1/2 průměru Pluta). Pohled na graf závislosti počtu známých objektů za drahou Jupitera na velké poloose jejich dráhy odhalí, že i v těchto místech hrají rezonance velkou roli. Nejvýrazněji se projevuje rezonance 3:2 s Neptunem (během 2 oběhů kolem Slunce oběhne Neptun 3x) -- která způsobuje stabilní dráhy těles, zvaných Plutinos (Pluto je jejich největším členem), kterých známe 71. Ostatní transneptunická tělesa -- classical Kuiper belt objects -- se pak někdy nazývají Cubewanos podle jejich typického představitele -- planetky Cubewano (1992 QB1), nebo jen objekty hlavního Kuiperova pásu (296 známých těles).
Nově objevená tělesa a tělíska Sluneční soustavy přibývají závratným tempem. Ještě před pěti lety byl počet známých planetek čtvrtinový ve srovnání s dneškem, transneptunických těles jsme znali třicet tři, Kentaurů sedm. Některé zažité představy se tak bourají, jiné hypotézy jsou naopak potvrzovány. Se zdokonalováním techniky bude tento trend jen narůstat, především co se týče periferie planetárního systému. Máme se tedy na co těšit.
Děkuji Janě Tiché a Petru Pravcovi za řadu terminologických i věcných připomínek, kterými přispěli k tomuto článku.
Petr Scheirich
Zdroj: data z MPC, Internet (převzato z IAN)
1 887 586 návštěv od 1. března 2003
