:: ÚVOD
   :: IBT
   :: IAN 1-50
   :: IAN 50-226
   :: IAN 227-500
   :: RÁDIO
   :: PŘEKVAPENÍ
   :: BÍLÝ TRPASLÍK
   :: ASTRONOMICKÝ FESTIVAL
   :: BRNĚNSKÝ FOTOVÍKEND
   :: SOFTWARE

Mozilla Firebird - WWW BROWSER

Macromedia Flash - Vektorová grafika

Adobe Acrobat Reader - Prohlížee PDF souboru

 

452. vydání (14.10.2002 )

Foto IAN/J. Dusek Všechny čokoládové tyčinky se válejí na podlaze. Teď o víkendu jsem byl na hvězdárně v Úpici a mohu říci, že jsem opět zažil několik pozoruhodných okamžiků. Tím nejlepším byla chvíle, kdy jsme v průběhu výletu za zkamenělými stromy -- araukarity -- narazili na vrcholu anonymního kopce na neuvěřitelnou štolu... Rozumějte: Na vrcholu kopce, hned vedle drobných slepencový skal, mezi vzrostlými stromy byla díra do země, která představovala ústí poctivě vyzděné, kamenné chodby. Po deseti metrech na ni navázalo jakési prorostlé koryto, které mizelo někde v údolí. Nic víc, nic míň. Žádné vysvětlení její existence.

Proč by někdo něco takového stavěl? Měl k tomu důvod? Jako jímka vody, což byl jediný rozumný důvod, neměla tahle konstrukce smysl. Na kopci, bez jakékoli nádrže lapat vodu? To je přece naprostá blbost. Ale proč by jinak někdo takovou věc na takovém místě stavěl? Proč? Vždyť to muselo dát spoustu práce!

Už jsem si při různých cestách českými, slovenskými, evropskými i světovými krajinami všimnul, že člověk často v minulých desetiletích nebo staletích zanechal v přírodě stopy, které nám dnes připadají nesrozumitelné. Přesto všechno mne stále přivádějí k pozoruhodným zamyšlením. Pokud nemáte k dispozici záznamy kronikářů, hnidopišských historiků a nebo kverulantských novinářů často na (ne)nápadné indicie v krajině zíráte jak tele na nová vrata. A odpověď na otázku Proč? zná v takovém okamžiku nanejvýš král bramborových lidí.

Jiří Dušek

 

 

 

Ledový obr za drahou Neptunu aneb Qua…

Za drahou Neptunu našli američtí astronomové další veliké těleso. Velikostí řádově srovnatelné s Plutem. Podobných případů už jsme zažili několik (Varuna, Ixion), tentokrát to však víme o to lépe, že průměr nově objeveného tělesa byl přímo změřen s pomocí Hubblova teleskopu.

 Hlavním cílem projektu NEAT je hledání blízkozemních asteroidů, k jeho dalším úspěchům však patří i objevy komet. Nyní astronomové sdružení v NEAT výrazně zasáhli i do oblasti transneptunických těles. Na CCD snímcích pořízených 4. června 2002 s 1,2-m Oschin-Schmidtovou komorou na kalifornském Mt. Palomaru nalezli Michael E. Brown a Chadwick A. Trujillo těleso dosahující vizuální hvězdné velikosti 18,6 mag. To je mezi současnými objevy NEAT poměrně jasné těleso a na jeho sledováni by stačil i menší dalekohled vybavený CCD.

Ze změřených přesných poloh bylo zřejmé, že se nebude jednat o blízkozemní asteroid. Nalezená předobjevová pozorování v archivů NEAT z let 1996-2001 i ještě starší z roku 1983 z Mt. Palomaru a 1982 z australské Siding Spring umožnila Brianu Marsdenovi z Minor Planet Center spočítat pro těleso, teď už označené jako 2002 LM60, spolehlivou dráhu, která je zařadila mezi klasická transneptunická tělesa (někdy nazývaná také cubewanos). Jeho oběžná doba je 284 let, přísluní leží za drahou Neptunu, velká poloosa jeho velmi málo výstředné dráhy je 43 AU a sklon k rovině ekliptiky necelých 8 stupňů. Odhad průměru tělesa z těchto prvních dat (tj. z vypočtené absolutní magnitudy a odhadu albeda) odpovídá více než 1000 kilometrům.

Zdroj NASA/STScI

Na letošní 34. výroční konferenci divize pro planetární vědy Americké astronomické společnosti v Birminghamu v Alabamě přednesli Brown a Trujillo z Caltechu v Pasadeně v Kalifornii své výsledky získané ze snímků nové kamery Hubblova kosmického teleskopu pořízených 5. července a 1. srpna 2002. HST umožnil rozlišit těleso 2002 LM60 jako kotouček, nikoliv jen jako světelný bod. Úhlový průměr kotoučku změřili na 40 tisícin úhlové vteřiny, což odpovídá 1300 kilometrům průměru.

Zatímco předchozí uvažované průměry velkých transneptunických těles (např. 900 km pro těleso (20000) Varuna aj.) byly odvozované z měření odraznosti a vzdálenosti od Slunce a mohly vykazovat relativně velkou nepřesnost, s použitím HST se jedná o první přímé měření rozměru transneptunického tělesa.

Jak známo, Pluto bylo objeveno v roce 1930. První další transneptunické těleso či těleso Kuiperova pásu, jak se někdy nazývají, pak v roce 1992. Za deset let jejich hledání už jich známe šest stovek. Pluto s průměrem cca. 2300 kilometrů sice zatím zůstává největším z nich, avšak nyní už dobře víme, že má za drahou Neptunu řádově shodně velké sourozence. Pokud jde o složení, astronomové předpokládají, že těleso 2002 LM60 je tvořeno ledem smíšeným s horninami, podobně jako u komet.

Zdroj NASA/STScI

Další nalezená předobjevová pozorování umožnila už spočítat dráhu tělesa 2002 LM60 tak přesně, že bude brzy moci být zařazeno mezi tzv. číslované planetky se spolehlivě určenou dráhou. Jeho objevitelé proto začali uvažovat i o pojmenování. Navržené jméno Quaoar je sice značně jazykolamné, pokud jde o obsah, odpovídá pravidlům Mezinárodní astronomické unie pro jména transneptunických těles klasického typu. Jde totiž o božstvo domorodého kmene Tongva žijícího v oblasti dnešního Los Angeles, jimi považovaného za stvořitele nebe, Země a Slunce. Uvidíme, zda návrh podpoří další planetkoví odborníci Mezinárodní astronomické unie.

Jana Tichá
Zdroj: http://www.planetky.cz
 

Drobky ve vzdálených končinách -- díl pátý

Na přelomu srpna a září letošního roku uplynulo deset let od objevu prvního tělesa z Kuiperova pásu -- dosud nejvzdálenější domény ve výzkumu Sluneční soustavy. U příležitosti tohoto výročí uveřejňujeme seriál, který by měl shrnout naše dosavadní znalosti nejen o transneptunických objektech, ale i celé vnější oblasti Sluneční soustavy.

 Chemické složení

Je jasné, že v současném stavu výzkumu vnějších oblastí Sluneční soustavy jsme schopni stanovit chemické složení pouze povrchu těles. Prvním objektem z transneptunické oblasti, který se dočkal takové analýzy, byl Pluto, a to poměrně "nedávno", přestože byl objeven již před sedmdesáti lety. Poprvé v roce 1976 interpretují astronomové D. Cruikshank, C. Pilcher a D. Morrison spektrální měření tak, že povrch je pokryt zejména methanovým ledem. Fotometrická pozorování, publikovaná v roce 1987 ukazují, že povrch není metanem pokrytý rovnoměrně a v roce 1993 zveřejňuje skupina vedená C. Owenem data, podle kterých je nejhojněji na Plutu zastoupen dusík (N2 jako led), a následuje metan a oxid uhelnatý (CO). Dusík tvoří pravděpodobně i největší část jeho řídké atmosféry, která nyní -- jak se Pluto vzdaluje od Slunce -- zvolna zamrzá, nicméně v plynné podobě se v ní zatím podařilo detekovat pouze metan. Zatímco v rovníkových oblastech Pluta je pokrytí dusíkem menší, v oblasti pólů, kde teploty klesají až pod 40 kelvinů (-233 stupňů Celsia) se vytvářejí polární čepičky z dusíkového ledu, což bylo potvrzeno jak na základě infračervených pozorování z družice ISO, tak pomocí Hubblova vesmírného dalekohledu.

Povrch Pluta je svým způsobem v Kuiperově pásu ojedinělý. Je to dáno především jeho velikostí, díky které si dokáže udržet řídkou atmosféru. Proto je povrch neustále v kontaktu s těmito plyny, které se z něj vypařují a opět se srážejí. Pozorování zákrytu hvězdy Plutem v roce 1988 dokonce naznačují, že by se u jeho povrchu mohly vyskytovat mlhy (ale je to pouze jedno z možných vysvětlení pozorovaných jevů). Plutu podobným tělesem (a také nejlépe prozkoumaným, zejména díky sondě Voyager 2) by mohl být ještě Neptunův měsíc Triton, ačkoliv jeho původ je zřejmě jiný.

Ostatní menší objekty již o své lehké těkavé plyny přišly, a mnohé potkal ještě daleko zajímavější osud, o kterém se zmíníme později. Jejich spektra se nejvíce podobají spektru vodního ledu. Začneme u Charonu, měsíce Pluta, který, ač je mu možná nejpodobnější svou velikostí, má povrch značně odlišný (jedny z posledních měření rozměrů obou těles dávají průměry 1151 +/- 4 km pro Pluto a 591 +/- 5 km pro Charon). V jeho spektru (které se měří, stejně jako pro ostatní vzdálené objekty, v blízkém infračerveném oboru, tj. mezi 1,0 a 2,5 mm), dominuje vodní led a ostatní zmrzlé plyny mají prakticky nedetekovatelné zastoupení. Vodní led je sice "ušpiněn" dalším světlým materiálem (asi z 15 procent), ale ten se v dané oblasti vlnových délek neprojevuje a zůstává proto neznámým. Výjimku tvoří ještě jedna zvláštnost ve spektru okolo vlnové délky 2,21 mm, kterou Christophere Dumas, Richard Terrile z Jet Propulsion Laboratory a další spoluautoři interpretují jako možný výskyt kyanovodíku (HCN). Jeho zvýšené množství je především na straně přivrácené k Plutu (jak známo, Pluto s Charonem tvoří tzv. oboustranně vázaný systém -- natáčejí k sobě stále stejnou tvář) a může pocházet z jeho atmosféry. Z jejích nejvyšších vrstev unikají dusík s metanem, které se působením ultrafialového záření ze Slunce rozpadají na ionty. Ty se pak mohou slučovat na povrchu Charona a vytvářet kyanovodík.

Poměrně jednoduchou, ale bohužel poměrně vzácnou, metodou, kterou lze studovat vlastnosti Plutonovi atmosféry, jsou zákryty hvězd. Prvním takto sledovaným úkazem byl již zmiňovaný zákryt v roce 1988 (předtím se uskutečnilo ještě jedno pozorování v roce 1985 v Israeli, ale získaná data nebyla příliš kvalitní). Protože šířka "plného stínu" -- tedy oblasti, odkud je zákryt pozorovatelný -- na zemském povrchu je stejná, jako průměr této miniplanety (asi 1150 km), je velké štěstí, pokud křižuje některé profesionální astronomické pracoviště. Velké naděje se tedy vkládají do mobilních (a movitých) amatérů, kteří se svým dalekohledem mohou přesunout do pásu totality. V roce 1988 byla k jeho sledování vyslána i Kuiperova létající observatoř -- nákladní vojenské letadlo C-141 vybavené dalekohledem o průměru 90 cm. Ze sledování toho, jak světlo zakrývané hvězdy postupně slábne, než docela zmizí za okrajem planety, bylo možno odvodit hustotu, tlak a teplotní profil řídké atmosféry.

Na další zákryt si astronomové museli počkat 14 let -- příležitost se totiž naskytla až letos 20. července, kdy Pluto zakryl hvězdu jasnou 12,5 magnitudy. Již týdny před vlastním zákrytem proběhla kampaň na měření astrometrických pozic Pluta, aby bylo možné přesně stanovit dráhu pásu totality po zemském povrchu. Zákryt byl pozorovatelný z Chile a Kanárských ostrovů -- míst, kde stojí jedny z nejlepších observatoří. Předběžné zpracování dat ukazuje, že se atmosféra Pluta za oněch čtrnáct let změnila -- vychladla -- a to, jak uvádějí astronomové, dosti "drasticky". Je to pochopitelné, neboť Pluto se od Slunce vzdálilo o téměř jednu astronomickou jednotku. Pozorované změny plně odůvodnili vyslání sondy na výzkum Pluta a Kuiperova pásu vůbec, jejíž start se plánuje v roce 2006 (svého cíle by měla dosáhnout o deset let později).

Ve středu 21. srpna ovšem došlo k dalšímu zákrytu, tentokrát ještě o tři magnitudy slabší hvězdy, ovšem pozorovatelný z Havaje. Pomocí Kanadsko-francouzsko-havajského dalekohledu o průměru 3,6 metru se podařilo získat velice kvalitní světelnou křivku zákrytu v blízkém infračerveném oboru spektra, která původní "nadšení" mírně zchladila. Podle předběžných výsledků se totiž zdá, že změny v atmosféře Pluta až tolik drastické nebyly.

Protože Pluto nyní vstupuje do oblasti, kde oblohu protíná pás Mléčné dráhy, bude v tomto hustém poli hvězd docházet k zákrytům mnohem častěji. Tak se otevře možnost studovat změny v jeho chladnoucí atmosféře i tímto velmi levným způsobem.

 Na Charonu (a nejen na něm) se zřejmě vyskytuje i vodní led v krystalické formě. To naznačuje, že míra kráterování povrchu mikrometeority je stále vysoká. Působením částic kosmického záření totiž vodní led přechází do amorfního stavu. Možné vysvětlení toho, že i nyní na povrchu vidíme krystalický led, je vypařování horních vrstev působené bombardováním malými meteority a jejich zpětná kondenzace.

Ostatní transneptunické objekty jsou po chemické stránce zatím velmi málo probádané. Jsou velmi málo jasné a tudíž vyžadují pro pořizování spekter velké nároky na přístrojovou techniku. Samotné Pluto s Charonem byly nejlépe prostudovány pomocí Hubblova dalekohledu, pro ostatní tělesa se většinou používají desetimetrové Keckovy dalekohledy na Havaji. Jejich spektra jsou ale zatížena tak velkým šumem, že jen obtížně v nich lze rozeznat známé charakteristiky. Vodní led tak byl detekován pouze na tělesech 2000 EB173 a 1996 TO66, u obou ale v množství menším než 10 procent.

Bližší a jasnější Kentauři jsou pro dalekohledy snazším cílem. Nejvyšší množství vodního ledu bylo zatím naměřeno u Pholuse (asi 7 %), spolu s nějakým lehkým uhlovodíkem, nejpravděpodobněji metanolem. Naproti tomu Kentaur Chiron neobsahuje na svém povrchu led prakticky žádný. Rozdíl mezi těmito dvěma tělesy by mohl být způsoben výskytem komy u Chirona, který je při své vzdálenosti již dostatečně ohříván Sluncem. Lehké těkavé plyny jako dusík, CO a metan se proto uvolňují do jeho atmosféry a z ní namrzají na povrchu, takže znemožňují detekci vodního ledu. Nicméně další z Kentaurů, 1997 CU26, při stejné vzdálenosti jako Pholus vodní led na povrchu obsahuje a proto je tato jednoduchá úvaha nedostatečná. Chaotické chování drah v oblasti mezi velkými planetami nám navíc neumožňuje stanovit jejich historii do minulosti, takže tato tělesa mohla projít různým vývojem. Ta, která se kdysi dostala na dráhy bližší Slunci už o svůj vodní led mohla přijít. Další "chemický výzkum" těchto vzdálených objektů tak může přinést ještě mnoho zajímavého.

Zde si dovolme malou odbočku k popisu, jakým způsobem se procento vodního ledu ze spektra stanovuje. Jako příklad použijeme metodu, kterou postupovali Michael Brown a Christopher Koresko z Oddělení pro geologické a planetární vědy na Caltechu. Laboratorní spektra vodního ledu jsou již dlouho známa. Ve spektru KBO a Kentaurů se ale jejich absorpční charakteristiky projevují s relativně mnohem menší intenzitou. To znamená, že na povrchu se vyskytuje ještě další temný materiál, který projevy vodního ledu potlačuje. Nalézt na Zemi takto velice tmavou látku, která navíc v blízkém infračerveném oboru má úplně ploché spektrum, není úplně nejjednodušší. A tak astronomové z Caltechu použili jako reprezentativní vzorek organický materiál extrahovaný z uhlíkatých chondritů (nejprimitivnější typ meteoritů, který pochází pravděpodobně z vnějších oblastí hlavního pásu mezi Marsem a Jupiterem). Složením spektra této látky se spektrem vodního ledu v poměru, který nejlépe odpovídá tomu pozorovanému, pak umožňuje stanovit, jaký podíl má tmavá látka a led.

Je předpoklad vysokého procenta organických látek na těchto objektech opodstatněný? Ano, ale pouze co se týče jejich povrchových vrstev -- ty jsou totiž neustále bombardovány energetickými částicemi kosmického záření. Laboratorní pokusy v osmdesátých letech ukázaly, že z lehkých látek, jako metan, čpavek i vodní led, se jeho vlivem uvolňují atomy vodíku a sloučeniny spolu reagují a vytvářejí složité komplexy uhlovodíků. Možná si je lze představit jako jakýsi dehet, ovšem zmražený na teplotu okolo 50 kelvinů. Tento proces způsobuje zčernání povrchu, které se někdy v astronomické terminologii nazývá též zčervenáním -- tmavá tělesa září převážně v infračerveném oboru a proto jejich jasnost v červeném filtru je větší než ve filtru modrém.

Právě měření magnitud v různých fotometrických filtrech je další z možných způsobů studia objektů Kuiperova pásu. Poskytuje sice méně informací, ale je mnohem méně náročný na použité přístroje, než měření spekter. Takto bylo prostudováno již několik desítek těles a přineslo to zajímavé výsledky -- všechny objekty Kuiperova pásu totiž nejsou ani zdaleka zčervenalé stejnou měrou, a stejně tak i jejich albeda se vzájemně dost liší -- některé objekty mají až dvakrát vyšší odrazivost než jiné. Protože proces zčervenání kosmickým zářením působí spolehlivě na všechna tělesa, musí existovat proces, který z podpovrchových vrstev uvolňuje čerstvý vodní led. Poprvé přišli s vysvětlením Jane Luu z Harwardu a David Jewitt z Havajské univerzity v roce 1996. Jev nazvali collisional resurfacing -- přetváření povrchu v důsledku vzájemných kolizí, ke kterým v Kuiperově pásu zřejmě dochází dosud.

 

…a v prach se obrátíš

Kresba NASA/STScI Vzájemné srážky mezi tělesy Kuiperova pásu produkují značné množství prachu. Tyto malé částečky meziplanetární hmoty pak zvolna putují Sluneční soustavou směrem ke Slunci, vlivem záření ze Slunce a slunečního větru (to skutečně není překlep -- zatímco sluneční gravitace vždy nad tlakem záření převáží a proto by tělíska zůstala na stálých oběžných drahách, do hry vstupuje ještě další efekt: protože se částice prachu pohybují, působí sluneční vítr a záření nikoliv bočně ke směru letu, ale nalétává na částečky i mírně zepředu. To způsobuje brzdnou sílu působící proti směru jejich pohybu a jejich pozvolné spirálování ke Slunci). Prach tak zaplňuje celou Sluneční soustavu a díky gravitačnímu působení planet vytváří pásy o různé hustotě -- i na něj mají vliv orbitální rezonance, a v některých oblastech je životnost zrníček delší. Vedle Kuiperova pásu přispívají svým podílem i komety. O celkovém množství meziplanetárního prachu a zastoupení jednotlivých složek přinesly informace sondy Pioneer 10 a 11. Přestože měření sondy prováděli v sedmdesátých a začátkem osmdesátých let, jejich podrobnou analýzu provedli a zveřejnili M. Landgraf, J.-C. Liou, H. A. Zook a E. Grün až v květnu tohoto roku.

Zařízení na sondách Pioneer sestávalo z panelů pokrytých buňkami s plynem, které byly umístěny na zadní straně hlavní antény. Každá taková buňka (celý detektor jich obsahoval 234) byla překryta tenkou membránou, která při nárazu prachové částice praskla a plyn z ní unikl do prostoru. Pokles tlaku byl registrován jako změna napětí mezi dvěma elektrodami v buňce, které plyn odděloval jako izolátor. Při typické dopadové rychlosti 20 km/s byly přístroje schopny zaznamenat náraz částice větší než 10 mm.

Za celou dobu činnosti detektorů naměřily obě sondy dohromady 225 nárazů. Největší koncentrace částic byla naměřena v okolí dráhy Jupitera, kde ještě převažuje prach z komet, do větších vzdáleností množství částic mírně klesá a za drahou Saturnu už zůstává téměř konstantní -- zde už ale dominuje prach pocházející z Kuiperova pásu. Jeho hustota je přibližně 1,2 částice na 100 kilometrů krychlových -- směšně malé číslo, ale pro celou oblast za drahou Saturnu až k Neptunu to představuje zhruba 1,5 1014 tun hmoty. A protože životnost jedné částice je asi 10 milionů let (takže by během této doby všechen prach z vnějších oblastí Sluneční soustavy zmizel díky setkáním s planetami), musí se v Kuiperově pásu vyprodukovat v průměru asi 50 tun prachu za sekundu.

A to je pouhá špička ledovce, tvořeného fragmenty po vzájemných kolizích. Jen nejmenší částečky totiž podléhají spirálování pod vlivem záření a slunečního větru, takže jsou detekovatelné z meziplanetárních sond. Odhadované množství všech zbytků ze srážek KBOs je stokrát až desettisíckrát větší.

(dokončení příště)
Petr Scheirich
 

© INSTANTNÍ ASTRONOMICKÉ NOVINY
...veškeré požívání a reprodukce se souhlasem
redakce...