13. 6. 2002

Home

Binární planetky -- hit sezóny

Binární planetky jsou záležitostí posledních ani ne desíti let. Počet těch objevených utěšeně narůstá, a to zejména v posledních letech a měsících, a nalezneme je mezi planetkami hlavního pásu, mezi Trojany, blízkozemními asteroidy, i v Kuiperově pásu za drahou Neptunu.

Co je binární planetka? Už název sám naznačuje, že se jedná o planetku dvojitou -- tedy dvě tělesa obíhající kolem společného těžiště. Binární planetka je ale pojem značně omezující, abychom totiž mohli označit planetku za binární, většinou se předpokládá, že její průvodce je dostatečně velký v porovnání s hlavním tělesem. V opačném případě se hovoří o satelitu planetky. Toto dělení je ovšem na první pohled značně neurčité, protože ostrá hranice mezi binární planetkou a planetkou s měsíčkem neexistuje. Mezi redaktory časopisu Science a astronomy, kteří sledují binární blízkozemní planetky pomocí radaru nicméně zuří terminologiká bitva -- zatímco "radaráři" si stojí za označením "binary asteroid" i pro planetky, u nichž je poměr velikostí obou těles 1/3, Science se tomu brání. My se nějakému striktnímu rozlišování raději vyhneme.

Jak lze binární planetku odhalit?
Náznaky podvojnosti některých planetek se objevily už v sedmdesátých letech 20. stol. při pozorování zákrytů hvězd planetkami. Někteří z pozorovatelů tehdy zaznamenali cosi, co by se dalo popsat jako "předzákryt" - pokles jasnosti sledované hvězdy ještě před vlastním hlavním zákrytem. Vysvětlení tohoto úkazu by mohlo spočívat právě v satelitu planetky, bohužel nedostatečná hodnověrnost pozorování (veškeré tyto předzákryty byly hlášeny od vizuálních pozorovatelů) a řídké pokrytí "pásu totality" zákrytu na Zemi k jednoznačnému důkazu nestačily.
V osmdesátých letech pak skupina italských astronomů, kteří prováděli fotometrii planetek z hlavního pásu mezi Marsem a Jupiterem, vyslovila podezření z podvojnosti devíti planetek na základě jejich zvláštních světelných křivek. Jejich ostrá minima totiž naznačovala, že by u nich mohlo docházet k periodicky se opakujícímu stínění, způsobené právě oběhem druhé složky planetky. Jedním z těchto podezřelých kandidátů byla i planetka (216) Kleopatra, o které dnes víme z radarových i optických pozorování, že sice není binární, ale její tvar se podobá "kosti" a lze ji označit za kontaktní dovjplanetku - tedy dvě tělesa těsně na sebe doléhající a otáčející se okolo společného středu.

První průkazný, v praxi realizovaný, objev planetky s měsíčkem si musel počkat až na éru výzkumu planetek pomocí kosmických sond. Netrvalo ale dlouho a na své si přišli i ostatní metody, uskutečňované z povrchu Země (nebo z oběžné dráhy).
Jsou to:

Vydejme se nyní chronologicky po stopách těch nejznámějších binárů.

28. srpna 1993 prolétla sonda Galileo kolem druhé planetky na své cestě k Jupiteru, planetky Ida, a pořídila snímky, na které si ovšem řídící tým musel počkat asi půl roku, než bylo možné je odvysílat ze sondy na Zemi. To, že na snímcích byl zachycen měsíček plantky (který dostal jméno Dactyl) bylo tehdy velkým překvapením. Vznik měsíčku planetky totiž rozhodně není jednoduchou záležitostí, přičemž záchyt při těsném průletu prakticky nepřipadá v úvahu. Máme totiž zákon zachování energie, který říká, že těleso, které přiletí k planetce určitou rychlostí musí toutéž rychlostí zase odletět pryč. Pouze v případě průletu okolo velké planety se může uplatnit slapové brždění, při kterém se část kinetické energie tělesa přemění na teplo vlivem deformace tělesa působením slapových sil, ovšem tento proces u tak malých objektů, jako jsou planetky, nepřichází v úvahu (přesněji řečeno je naprosto zanedbatelný).

Planetka Ida je ale součástí rodiny asteroidů Koronis, která vznikla ještě v ranných dobách Sluneční soustavy rozpadem většího tělesa. Vysoká míra kráterování na povrhu Idy i Dactyla ukazuje na to, že jejich povrch je rovněž velmi starý a tudíž se může jednat o dva úlomky původního velkého tělesa.

Optické objevy v hlavním pásu...

Další binární planetkou je 45 Eugenia, objevená 1. listopadu 1998 pomocí 3,6 metrového Kanadsko-francouzsko-havajského Teleskopu na Havaji s použitím adaptivní optiky. Ta umožňuje dosažení rozlišovací schopnosti až 0,12 vteřin (což při uvážení, že seeing atmosféry běžně dosahuje jedné vteřiny, představuje až osmkrát lepší obraz než bez použití adptivní optiky). Byla by ale chyba se domnívat, že na snímcích byl vidět skutečný rozměr měsíčku. Ačkoliv na některých snímcích se měsíček jevil až čtvrtinový v porovnání s planetkou, ve skutečnosti je mnohem menší. Zatímco planetka má průměr zhruba 215 kilometrů, měsíček pouhých 13. Skutečný rozměr satelitu, který byl pojmenován Malý Princ, byl odvozen pouze z porovnání jeho jasnosti s hlavní složkou.

V únoru 2000 pomocí téhož dalekohledu objevil tým Williama Merlina ze Southwest Research Institute (SRI) měsíček u planetky 762 Pulcova s oběžnou dobou čtyř dní. Určením rozměrů planetky a satelitu a oběžné doby měsíčku lze velmi snadno odvodit hustoty obou těles. Ta vychází pro obě planetky, tedy Eugenii i Pulocovu okolo 2500 kg/m3, což naznačuje, že to nejsou kompatktní tělesa, ale objekty s vysokou porozitou, složené z gravitačně vázaného shluku balvanů, pokrytých regolitem (proto vypadají jako jeden kus). Takovýmto planetkám se říká Rubble-Piles, což lze přeložit jako "hromada kamení". Předpokládá se, že mezi blízkozemními planetkami (k nim se ještě dostaneme) mají tyto typy největší zastoupení.

Ve stejnou dobu jako objev měsíčku planetky Pulcova zveřejnil Merlinův tým i záběry planetky 90 Antiope pořízené pomocí Keckova dalekohledu. Jedná se skutečně o ryzí dvojplanetku, rozměry obou složek (přesněji řečeno jasnosti, protože skutečné rozměry na snímcích opět nevidíme) jsou téměř stejné. Obě složky mají asi 80 kilometrů v průměru a oběhnou se ve vzdálenosti 160 kilometrů za 16,5 hodiny.

18. února 2001 s pomocí Keckova dalekohledu II a adaptivní optiky se mezi binární planetky zařadila planetka 87 Sylvia. Její měsíček obíhá ve vzdálenosti 1200 km jednou za čtyři dny.

Hned dva týdny na to pořídil Hubbleův vesmírný dalekohled záběr planetky Camilla. Tato planetka byla snímána v rámci programu, při němž má být pomocí HST vyfoceno padesát největších planetek v hlavním másu mezi Marsem a Jupiterem. Na celkem pěti záběrech se objevil malý, o sedm magnitud slabší průvodce.

Předposlední binární planetka hlavního pásu, zachycená pomocí druhého Keckova dalekohledu a CFHT, tedy Kanadsko-francouzsko-havajského dalekohledu je Kalliope, jejíž objev byl zveřejněn třetího září loňského roku.

Tým W. J. Merlinneho ze SRI si ale ještě téhož měsíce připsal na konto další objev - měsíc planetky (617) Patroclus, ze skupiny Trojanů, tedy planetek obíhajících v blízkosti libračních bodů soustavy Slunce - Jupiter. S využitím adaptivní optiky na osmimetrovém Gemini North telescope se podařilo odhalit jen o deset kilometrů menšího průvodce (větší složka má velikost 105 km) - objev byl zveřejněn 22. září. Překvapující na Patroklovi je téměř stejná velikost obou těles, která naznačuje, že planetka byla dvojitá již od svého vzniku akrecí ze zárodečného materiálu pramlhoviny (jiným mechanismem vzniku dvojplanetek jsou jejich vzájemné srážky, ale při nich se druhé těleso zformuje z úlomků vlastní planetky a proto je vznik tak velikého sekundáru nepravděpodobný). Stejným dalekohledem byl objeven další kandidát z hlavního pásu - sedmikilometrová planetka (3749) Balam. Zpráva o její možné podvojnosti se objevila v IAU Cirkuláři 13. února letošního roku, ale na nějaké obrázky si asi ještě počkáme.


... a v Kuiperově disku

Capt. J. C. Smith, U.S. Navy, oznamuje: "Na deskách pořízených 155-cm astrometrickým reflektorem z U.S. Naval Observatory 13. a 20. dubna 1978, 13., 15., 16., 17. a 19. června 1970, 29. dubna a 1. května 1965 objevil J. W. Christy protažení fotgrafického obrazu Pluta. Největší protažení je ~0",9 v poz. úhlu 170°-350°. Pozorované poziční úhly se shodují s jednotnou rotační/oběžnou periodou rovnou periodě světelné křivky 6,3867 dní. Data naznačují přítomnost satelitu, 2-3 magnitudy slabšího než Pluto, obíhajícího okolo Pluta s touto periodou ve střední vzdálenosti ~20 000 km; ... Pravděpodobný satelit byl potvrzen expozicemi se 155-cm reflektorem 2. a 5. července 1978 od J.A. Grahama a 400-cm reflektorem na Cerro Tololo Interamerican Observatory 6. července. ..."
Takto skromně byl oznámen objev měsíce Charonu v IAU Cirkuláři 3241.

Pluto byl dlouhou dobu ojedinělým, systematická prohlídka transneptunických těles pomocí Hubblova dalekohledu ale začíná přinášet ovoce. Vždyť do současné doby byl průvodce oznámen u celkem 7 těles (pokud nezapočítáme i Pluto), byť pouze tři z nich již jsou považovány za dostatečně potvrzené a dostaly tudíž označení od IAU: S/2000 (1998 WW31) 1 (objeven 22. prosince 2000), S/2001 (1999 TC36) 1 (8. prosince 2001) a S/2001 (26308) 1 (22. prosince 2001). Není se čemu divit, pozorování těchto vzdálených slaboučkých objektů vyžaduje vynikající úhlové rozlišení, jakého dosahuje jen Hubbleův teleskop (s jehož pomocí byly objeveny 4 z těchto dvojic) a nejmodernější pozemské dalekohledy (CFHT má na kontě dva objevy binárních TNOs a 6,5-metrový Baadeho teleskop v Chile jeden).

Objevem podvojnosti nějakého binárního tělesa ale práce zdaleka nekončí, naopak spíše začíná. Je třeba ještě řada pečlivých pozorování, než se podaří určit elementy vzájemné oběžné dráhy dvou složek, které jsou klíčem k jejich hustotě a odtud i chemickému složení. A to nás u objektů, které jsou pravděpodobně z materiálu, z nějž vznikala Sluneční soustava, zajímá především. Zatím se to podařilo pouze u tělesa 1998 WW31 během téměř tříletého pozorování (i na starších snímcích se totiž podařilo toto těleso rozlišit jako dvojité), u nejž známe dráhu oběhu sekundáru okolo primáru natolik přesně, že jsme schopni dokonce předpovědět, že za zhruba padesát let budeme moci pozorovat jejich vzájemné zákryty -- a to bude velice zajímavé. A při uvážení toho, jak dokonalá bude astronomická technika, si nelze ani představit, co vše se do té doby o tomto tělese dozvíme.

Kuriozitou je těleso 2001 QW322, jehož podvojnost byla oznámena 9. listopadu. Na snímcích z CFHT bylo rozlišeno jako dva objekty zhruba stejné jasnosti (o velikosti asi 100 m) v rekordní vzdálenosti 4". Vzájemná oběžná doba takového systému vychází na 4 roky (!).

Za zmínku stojí ještě binární transneptunické těleso 1999 TC36, protože patří mezi tzv. Plutina (i Pluto je jejich členem), objekty obíhající okolo Slunce v rezonanci 3:2 s Neptunem. Ostaní bináry z Kuiperova pásu jsou totiž Main Kuiper Belt Objects neboli Cubewanos. Jeho osmkrát slabší průvodce byl na snímcích HST zachycen ve vzd. 0",365 a za deset hodin se posunul o 13 úhlových milisekund.

Není dosud známo, zda některé z těchto těles oboustranně vázanou rotaci, tak jak je tomu v případě Pluta. Mohli by to objasnit budoucí fotometrická pozorování. Tato informace by byla důležitá, protože nám řekne mnoho o jejich stáří -- po určité době, která je dána hmotností a počáteční vzdáleností skončí každá taková dvojice ve stavu oboustranně vázané rotace (obě tělesa k sobě neustále natáčejí stejnou tvář).

Radarová detekce blízkozemních planetek

Dalším způsobem, jak objevit měsíc planetky je, v případě, že se planetky nacházejí dost blízko Země, radarový odraz. Mezi blízkozemními planetkami bylo zatím radarem detekováno pět binárních, přičemž nejznámější je asi asteroid 1999 KW4 (dalšími jsou 2000 DP107, 2000 UG11, 1998 ST27, 2002 BM26). Tato planetka prolétla okolo Země v noci z 25. na 26. května a její jasnost dosáhla 10,8 magnitudy, takže byla po krátkou dobu pozorovatelná i amatérskými dalekohledy. Že je planetka binární, na to měli ondřejovští pozorovatelé planetek, Petr Pravec a Lenka Šarounová podezření už v červnu 2000, kdy se ukázalo, že její světelná křivka nemá jednoduchou periodu.

Právě kvůli podezření z podvojnosti se na ni ve stejnou dobu podívala (tedy podívala v uvozovkách) i 70-metrová radarová anténa v Goldstone.


Co na těchto snímcích vidíme? Je to vždy několikahodinový záznam radarové ozvěny z planetky, přičemž vzdálenost od Země, kterou měříme ze zpoždění signálu, roste směrem dolů a radiální rychlost, kterou měříme z Dopplerova posuvu signálu roste směrem doleva.

Co můžeme ze snímků vyčíst, je především rychlá rotace primáru -- to je ta tlustá šmouha uprostřed snímků. U toho bodu planetky, který je Zemi nejblíže, naměříme nejmenší radiální rychlost (přešněji řečeno nulovou), protože se pohybuje pouze bokem k Zemi. S tím, jak se díváme blíž a blíž k okrajům planetky, tedy dál a dál od Země, což odpovídá nižším bodům na snímku, roste jejich radiální rychlost, a největší je u okrajů planetky. Jeden z okrajů se k nám vždycky přibližuje a druhý vzdaluje.
A totéž vidíme i na záznamu sekundáru. V případě, že je Zemi nejblíže a nejdále, tzn. je na záznamu nahoře a dole, je jeho radiální rychlost nulová, zatímco nejvyšší radiální rychlost naměříme v případě, že je sekundár na úrovni primáru (tedy ve svislém směru uprostřed).

Rovněž můžeme ze záznamů odvodit poměr velikostí -- jednoduše z tloušťky čar ve svislém směru. Všech pět doposud radarem sledovaných blízkozemních binárů patří mezi tzv. Potentially Hazardous Asteroids -- objekty větší než 200 m a přibližující se k zemské dráze na vzdálenost menší než 0,05 AU (7,5 mil. km) -- což není náhoda, ale jo to dáno vlastnostmi radaru, který nemůže sledovat objekty příliš malé ani vzdálené.

Ještě před prvními radarovými objevy se binární blízkozemní planetky podařilo detekovat z fotometrie.

Fotometrie

Fotometrie planetek spočívá v určování jejich světelných křivek, tedy závislosti jejich jasnosti na čase. Tvar světelné křivky je dán jejich tvarem, rotací a osvětlením. Světelné křivky planetek se měří především kvůli určování jejich periody rotace, ale o to nám zde ani nejde. Zpravidla se jasnost planetky mění s pevně danou periodou, která odpovídá periodě její rotace. Planetka ale nemusí vždy rotovat kolem pevné osy; její rotační osa může vykonávat pohyb, kterému říkame precese. V takovém případě se ve světelné křivce přes periodu vlastní rotace překládá ještě perioda precese. Matematicky lze obě periody v datech poměrně snadno odhalit.


Ne všechny dvouperiodické světelné křivky lze ale popsat chaotickou rotací. Mezi blízkozemními planetkami již známe devět planetek, jejichž světelné křivky připomínají změny jasnosti zákrytových dvojhvězd. Efekt je skutečně velice podobný -- jak okolo sebe obě složky systému obíhají, vzájemně se občas zakrývají nebo zastiňují a to můžeme pozorovat jako zeslabení celkového světla, které k nám od planetky přichází.

Protože vzájemné zatmění a zákryty lze pozorovat pouze za specifických geometrických podmínek, lze očekávat, že mezi blízkozemními planetkami je binárních více, než jich skutečně pozorujeme. Dle současných statistických odhadů jich je asi 1/6 z celkového počtu.

Vznik

Kde se tolik binárů mezi blízkozemními planetkami vzalo? Myšlenka toho, že by mezi blízkozemními objekty mohly být binární planetky měla zpočátku mnoho odpůrců. Takový binární asteroid je totiž dlouhodobě velice nestabilní -- stačí jeden těsnější průlet okolo Země nebo jiné terestrické planety a vázaný systém planetka -- měsíček se rozpadne na dvě samostatné planetky.

Jenže paradoxně se ukazuje, že právě při těsných přiblíženích k Zemi binární planetky mohou vznikat. Dnes už se považuje téměř za jisté, že většina blízkozemních objektů jsou tzv. Rubble-piles -- tedy útvary, složené z mnoha malých kusů skal držených pohromadě gravitací. Jen na povrchu je jemnější regolit, který způsobuje, že jednotlivé balvany tvořící planetku nevidíme. A pokud dojde k dostatečně blízkému průletu takové planetky okolo Země, slapové síly ji roztrhnou. Buď přímo na dva kusy, nebo z ní vytrhnou více menších kousků, které se později mohou pospojovat v její měsíc.

Binárních planetek je, jak se zdá, mnohem víc, než jsme si dlouho mysleli. A bylo tomu tak zřejmě již dávno -- důkazy pro to můžeme najít ve formě dvojkráterů, vzniklých při simultánním dopadu dvou asteroidů, téměř na všech tělesech ve Sluneční soustavě -- na Zemi, Měsící, Marsu, Merkuru, Jupiterových měsících a dokonce i na planetce Eros.

Petr Scheirich
Vyšlo v IAN 13. 6. 2002