Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...=Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...
DOMŮ   ARCHIV   IBT   IAN 1-50   IAN 50-226   IAN 227-500   RÁDIO   PŘEKVAPENÍ  
STALO SE

Drobky ve vzdálených končinách -- díl třetí

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.

Odpovědi, které prohlídky doposud (ne)poskytly

Nejprve snad otázky, na které odpovědi hledáme:

  • Kolik těles ve skutečnosti obsahuje Kuiperův pás a jaká je jejich celková hmotnost?
  • Jaká je skutečná tloušťka disku, tedy počty těles v závislosti na jejich sklonu drah?
  • Končí Kuiperův pás opravdu ve vzdálenosti 50 astronomických jednotek, nebo jen vzdálenější objekty zatím nevidíme?

Pro zodpovězení první otázky je vhodné nejprve se seznámit s pojmem luminositní funkce (resp. kumulativní luminositní funkce). Ta udává rozdělení objektů podle jejich jasnosti. Kumulativní luminositní funkce, která nás bude zajímat nejvíce, určuje počet všech objektů jasnějších než jistá hodnota hvězdné velikosti. Je jasné, že směrem ke slabším objektům jejich počet (zejména skutečný) rychle narůstá. Na pozorovaný počet se obvykle můžeme spolehnout pouze do jisté meze jasnosti – proto je tak významné u všech prohlídek pečlivě stanovit jejich limitní hvězdnou velikost. Obvykle se luminositní funkce nevyjadřuje přímo v počtech těles, ale v jejich plošné hustotě, tedy počtu na jeden čtvereční stupeň oblohy (celkový počet nalezených těles se dělí plochou oblasti, která byla při dané prohlídce propátrána). U slabších objektů, které zatím dosavadními prostředky nevidíme, se musíme spolehnout na to, že jejich rozdělení se řídí stejnými pravidly, jaké platí pro tělesa jasnější. Tento předpoklad není neopodstatněný, pro jiná tělesa -- planetky hlavního pásu a komety -- v jejichž počátcích výzkumu se předpokládalo totéž, se ukázal být jako správný.

Luminositní funkce úzce souvisí s rozdělením objektů podle velikostí. Jak už jsme zmínili výše, většina malých těles sluneční soustavy se řídí pravidlem

N(r>R) ~ Rn,

kde N(r>R) je počet objektů s rozměrem větším než R. Faktor n se stanovuje z pozorování a když ho určíme (pomocí luminositní funkce -- rozměry objektů totiž souvisí s jejich jasností), můžeme určit počty i malých slabých objektů, které ještě nevidíme a odtud odvodit celkovou hmotnost populace. A navíc -- pro hodnoty n, které vycházejí pro Kuiperův pás (n = 4) i planetky, je hmotnost soustředěna do největších objektů, čímž se naše odhady ještě zpřesní (neznalost přesného počtu menších nevnáší do výpočtů velkou chybu). Zde je nutno podotknout, že pochopitelně neznáme všechny objekty větší než dejme tomu 100 km, ale víme, jakou část oblohy již prohlídky prohledaly a můžeme stanovit, jak rychle ubývá objektů s rostoucí vzdáleností od roviny ekliptiky (viz následující část) -- a odtud jejich celkový počet. Díváme se zkrátka na Kuiperův pás jen skrz malá okénka snímků prohlídek a doufáme, že v místech, kam jsme se ještě nepodívali, vypadá pohled stejně.

Ilustrační foto...O určení sklonu luminositní funkce transneptunických těles je snaha již od prvních prohlídek a z počátku, kdy bylo měření ještě málo, zdálo se, že jejich rozdělení podle velikostí bude složitější než zmiňovaný jednoduchý vztah -- ten určuje v logaritmické škále přímka. Dnes již situace vypadá lépe. Všechna měření ještě nedávají tentýž výsledek, ale začínají se kolem této přímky pěkně kupit.

Nejnovější výsledky tak dávají pro hmotnost všech těles větších než 100 km hodnotu 0,03 hmotnosti Země (1,8 1023 kg). Tato hodnota je závislá na znalosti hustoty (předpokládá se 1000 kg/m3, tedy o něco více, než hustota vodního ledu) a albeda povrchu těles (běžně používaná hodnota je 0,04, což je albedo komet), které spolu s jasností objektů udává jejich rozměry.

Objekty Kuiperova pásu vznikly, stejně jako ostatní tělesa a planety, akrecí z materiálu pramlhoviny v okolí Slunce. Proces akrece vyžaduje velmi tenký disk – jednotlivá tělíska materiálu musí mít malé sklony drah – a téměř kruhové dráhy slepujících se částic. Kdyby tomu tak nebylo, tj. dráhy by byly excentrické a skloněné vůči sobě, vzájemné rychlosti srážejících se částic by byly natolik velké, že by nedocházelo k jejich slepování ve větší tělesa, ale naopak k jejich tříštění na menší kousky. Odborně se těmto dvěma rozdílným stavům říká fragmentační a akreční mód. Současný Kuiperův pás se již nachází v módu fragmentačním, což znamená, že po zformování objektů muselo nějakým způsobem -- zřejmě vlivem současně se tvořících velkých planet -- dojít k "rozházení" jejich drah.

Pochopení toho, jak jsou rozděleny sklony těles Kuiperova pásu, je klíčové pro určení jejich celkového počtu a hmotnosti, a pro stanovení dynamických procesů, které ho ovlivňují nyní a v minulosti. Dnes známé objekty představují velmi nereprezentativní vzorek -- největší sklony drah dosahují hodnot okolo 45 stupňů. Nicméně absolutní většina drah má sklony velmi malé, více jak polovina drah má sklony nižší než 5 stupňů. Odhad skutečné "tloušťky" disku ale vyžaduje trochu podrobnější analýzu. Převážná většina hledacích programů se soustřeďuje do oblastí v blízkosti ekliptiky. Jenže zatímco objekt s nízkým sklonem dráhy se pohybuje poblíž ekliptiky dlouho, více skloněná dráha způsobí, že těleso stráví mnohem delší dobu ve větších ekliptikálních šířkách a oblastmi u roviny ekliptiky proletí rychle -- tím rychleji, čím větší je sklon dráhy -- pravděpodobnost jejich objevu se tak snižuje. Naopak je zcela jasné, že při snímkování oblastí o dané ekliptikální šířce b nemůžeme nalézt objekty, jejichž sklon dráhy je menší než b -- tyto objekty stráví celou dobu svého oběhu v šířkách menších.

Přímá metoda, jak zjistit skutečné rozdělení sklonů drah, je hledat objekty ve všech ekliptikálních šířkách, se stejným přístrojem, stejnou efektivitou prohlídky a v každé šířce prohledat stejně velký výsek oblohy. Bohužel směrem k velkým ekliptikálním šířkám počty objektů rychle ubývají a tento postup by vyžadoval obrovské nároky na přístrojový čas u dalekohledů. Jedinou možností je využít parametry drah těch těles, které již známe, a pokusit se tento výběrový efekt nějak odstranit.

Výsledek této snahy je zobrazen na obrázku. Je zřejmé, že tělesa v rezonanci s Neptunem mají sklony dráhy obecně větší. Souvisí to s tím, jak se do této rezonance dostaly. Mechanismus tohoto záchytu si tradičně necháme na později.

Ilustrační foto...Okolo poslední otázky, na rozdíl od předchozích dvou, se ještě stále točí řada dohadů. Na svém vnitřním okraji je Kuiperův pás přibližně ohraničen drahou Neptunu. To je zcela pochopitelné -- všechny objekty, které se dostávají blíže ke Slunci než Neptun, dříve či později ovlivní blízké setkání s touto planetou (výjimku tvoří tělesa chráněná rezonancí 3:2 s Neptunem, např. Pluto) a vede buď k jejich úplnému vyvržení ze Sluneční soustavy, nebo přechodu na výstřednou dráhu mezi objekty rozptýleného disku či Kentaury. Ale pro existenci vnější hranice ve vzdálenosti zhruba 50 AU žádný podobný logický důvod nemáme (známe i objekty které byly objeveny za touto hranicí, nebo mají dráhy takové, že se za tuto hranici dostávají, ale jejich perihelia jsou pod 50 AU, tedy jde pouze o rozptýlené objekty z Kuiperova pásu).

Možností, jak tento problém vysvětlit, ať již správných či nikoli, existuje celá řada. Nejprve je třeba rozhodnout, zda vzdálenější objekty nevidíme jen proto, že jsou příliš slabé. Ať již pro jejich vzdálenost, menší rozměry, nebo tmavější povrch. Je zcela jisté, že hustota materiálu v prachovém disku, z nějž vznikla Sluneční soustava, se vzdáleností klesala a tudíž musí klesat i počty transneptunických těles. Stejně tak vzdálenější tělesa se nám jeví slabší. Menší hustota materiálu rovněž mohla způsobit, že ve větších vzdálenostech již nevznikla tak velká tělesa. Všechny tyto jevy by ale měly způsobit pozvolný úbytek se vzdáleností a ne tak ostrou hranu. Navíc během deseti let, co tyto objekty pozorujeme, bychom se zvyšujícím se dosahem přístrojů měli zaznamenat vzdálenější objekty, ale ani to se neděje -- již od prvních větších prohlídek je hranice na 50 AU patrná.

A proč by mohla mít tato tělesa temnější povrch? Působením částic kosmického záření totiž z látek na jejich povrchu uniká vodík a vytvářejí se složitější organické molekuly, než jen vodní a metanový led. Povrch těles tak černá, neboť tyto sloučeniny jsou velmi tmavé. Vzájemnými srážkami a dopady menších těles je ale povrch obnovován nezčernalým materiálem z větších hloubek. Pokud by ke srážkám ve větších vzdálenostech nedocházelo např. díky malému počtu těles, mohly by být vzdálenější tělesa skutečně tmavší. Nicméně i mezi známými objekty se najdou značné rozdíly v albedu -- zřejmě některá tělesa jsou bombardována více než jiná, ale ani malé albedo nejčernějších těles, které známe, ani laboratorní výsledky z měření odrazivosti sloučenin, které by na povrchu měli vznikat, nestačí k tomu, abychom jen pouhým zčernáním povrchu pozorovaný úbytek těles za 50 AU mohli vysvětlit.

Připusťme tedy, že vnější pozorovaná hranice Kuiperova pásu je reálná. Existují dvě hypotézy, podle kterých by k tomu mohlo dojít. První z nich (jak ji v roce 2000 navrhli astronomové Ida, Larwood a Burkert) předpokládá blízký průlet jiné hvězdy v ranných etapách vývoje našeho systému. V dnešní době je něco podobného krajně nepravděpodobné, protože hvězdy v Galaxii jsou velice řídce rozprostřeny, než aby mohlo dojít k náhodnému těsnému průletu. Pokud ale Slunce vzniklo v nějaké otevřené hvězdokupě (která se později rozpadla), mohl skutečně některý z členů takové soustavy minout Slunce v tak malé vzdálenosti, že by doslova "očesal" vnější oblasti disku, který ho obklopoval.

Ilustrační foto...

Druhá z hypotéz, kterou vypracoval J. Hahn, vlastně tak docela existenci objektů za 50 AU nevylučuje, pouze předpokládá, že jsou v místech, kde je zatím nikdo nehledal. Vznik těles z protoplanetárního disku vyžaduje velmi tenký disk s téměř kruhovými oběhy částic a velmi malými sklony drah, menšími než 0,2 stupně (jinak by vzájemné rychlosti při srážkách byly příliš vysoké a nedocházelo by k akreci, ale ke fragmentaci). Objekty, které nyní pozorujeme, mají velké sklony díky gravitačnímu vlivu Neptunu. Ale poruchy od této planety se již neprojevují za 2:1 rezonancí, která leží velmi blízko hranici 50 AU (velké poloosy drah na 2:1 rezonanci jsou 47,8 AU). Za ní by se tudíž mohl nacházet neexcitovaný disk o původní, malé tloušťce (tj. 0,2 stupně), Je nepravděpodobné, že by se nacházel přesně v rovině ekliptiky (ta je dána oběžnou rovinou Země a ve Sluneční soustavě není nijak významná). Spíše by se mohl nacházet v tzv. invariantní rovině, která představuje jakýsi "vážený průměr" oběžných rovin všech planet (v prostrou se nemění díky zákonu zachování momentu hybnosti) a je velmi blízká oběžné rovině Jupiteru. Od ekliptiky je odkloněna asi necelé 2 stupně, a zatím nikdo systematickou prohlídku zaměřenou na tuto rovinu neuskutečnil.

(pokračování příště)

Petr Scheirich

 IAN.cz
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...
archiv zdroj
RULETA
Jako David a Goliáš
Ilustrační foto...
Vznik pozemského života v jednom roce
Ilustrační foto...
ČR pod vrstvou prachu
Ilustrační foto...
Znovuzrozený robot Opportunity uhání ke Kachní
Ilustrační foto...
Pohleďte na místo stvoření!
Ilustrační foto...
STALO SE
4.12.2012 -
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...

WEBKAMERA
 Upice webcam / widecam
UPICE WEBCAM

Add to Google

 

Pridej na Seznam
 

  © 1997 - 2017 IAN :: RSS - novinky z astronomie a kosmonautiky SiteMap :: www :: ISSN 1212-6691