9. 9. 2002

Home

Drobky ve vzdálených končinách

Na přelomu srpna a září letošního roku uplyne 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 transneptunikcých objektech, ale i celé vnější oblasti Sluneční soustavy.

Malá tělesa v meziplanetárním prostoru, jako jsou komety a planetky, představují zbytek materiálu, který zbyl v okolí Slunce po zárodečné pramlhovině. Mohou proto být klíčem k odpovědím na otázky, jak vznikla Sluneční soustava a jak se dále vyvíjela. Přestože již dnes máme poměrně dobrou představu o mechanismu akrece planet z materiálu zárodečného disku, některé detaily týkající se vzniku a vývoje zejména vnějších oblastí našeho planetárního systému je třeba ještě „doladit“. Kuiperův pás představuje unikátní laboratoř pro testování našich hypotéz. A nejen to, jeho studium přináší řadu nových otázek, na které ještě odpovědi neznáme. Otevírá se zde nové pole výzkumu, a po deseti letech jsme nejspíše teprve na počátku.

Jedním z prvních, kteří nastínili možnost vzniku pásu těles za drahou Neptunu byl Keneth Edgeworth. Proto se někdy užívá označení Edgeworth-Kuiperův disk (E-K disc), ale poslední léta již převažuje název Kuiperův pás. V pracích z let 1943 a 1949 se zabývá vznikem a vývojem Sluneční soustavy – na základě (z dnešního pohledu) jednoduchého matematického modelu obhajuje myšlenku vzniku akrecí ze zárodečného disku z plynu a prachu a vyvrací teorie vyvržení planet z materiálu Slunce. Jako logický důsledek akreční teorie je i vznik menších těles za drahou Neptunu – bylo by neoddůvodněné předpokládat, že zárodečný disk končí náhle za Neptunem. Materiál v těchto oblastech by měl spíše zvolna řídnout a dát vznik početnému pásu velmi malých těles.

Z Edgeworthova modelu vychází, že tempo akrece je tím pomalejší, čím delší je oběžná doba formujících se objektů – a ta je v tomto pásu řádově stokrát delší než v pásu planetek mezi Marsem a Jupiterem a tak autor uzavírá, že tato tělesa budou mnohem menší, než v té době známé planetky (což, jak dnes již víme, pravda není). Čas od času má být některé z těchto ledových těles vychýleno ze své dráhy, dostane se do vnitřních částí Sluneční soustavy a my ho pozorujeme jako kometu.

O dva roky později vychází kniha Astrophysics, mezi jejímiž autory figuruje i Gerard Kuiper. I ten přichází s hypotézou oblaku těles za Neptunem, jako důsledkem po vzniku našeho planetárního systému (dovolme si malou „fonetickou“ odbočku: v angličtině se jméno Kuiper běžně vyslovuje jako kaiper, ale správná výslovnost by měla být koiper, neboť zmiňovaný byl Holanďan). Kuiper zřejmě Edgeworthův článek přehlédl a tuto myšlenku vyslovuje nezávisle. Ač původně nazývaný po obou autorech, dnes už se Kuiperův pás označuje častěji po svém druhém „prorokovi“. Kdo ví, možná proto, že byl Kuiper astronomem všeobecně známějším, nebo prostě díky jeho jednoduššímu jménu.

Léta teorie a hledání

Vůbec první systematickou prohlídku vnějších oblastí Sluneční soustavy vedl ve 30. a 40. letech dvacátého století C. Tombaugh při pátrání po deváté planetě. Tombaughovo hledání bylo zaměřeno na oblasti v blízkosti ekliptiky s dosahem do 17. magnitudy a kromě objevu Pluta v roce 1930 žádné další těleso nenalezl. Ani hypotetické Trojany planety Saturn (objekty v libračních bodech soustavy Slunce – Saturn, nacházející se 60° před a za Saturnem) se mu nepodařilo detekovat (prví Trojan Jupitera byl objeven v roce 1906).

V 70. a 80. letech, tak, jak se vyvíjela počítačová technika, bylo možné provádět stále náročnější a rozsáhlejší simulace transportu těles z hypotetického Kuiperova pásu směrem ke Slunci, kde se z nich stávají krátkoperiodické komety. Hlavními argumenty pro tyto studie byly vlastnosti drah komet s oběžnými dobami menšími než 200 let – tzv. krátkoperiodických:

  1. Oběžné doby většiny (tehdy i dnes) známých kper. komet jsou kratší než 15 let (pro 100 ze 120 komet).
  2. Jejich dráhy mají nízké sklony k ekliptice a většina je prográdních, tj. obíhají ve stejném smyslu, jako planety.
  3. Perihelia a afelia těchto drah leží v blízkosti roviny ekliptiky.

Všechna tato fakta (jak uvidíme dále) naznačují, že na vzniku krátkoperiodických komet se významně podílejí vnější obří planety. To samo o sobě ale pro existenci Kuiperova pásu nesvědčí. Dlouho se například věřilo, že krátkoperiodické komety mohou vznikat při blízkých setkáních s obřími planetami z komet dlouhoperiodických, které k nám přilétají z mnohem větších dálek, z Oortova oblaku komet, který obepíná Sluneční soustavu ve vzdálenostech 50 až 100 tisíc astronomických jednotek (dlouhoperiodické komety mají sklony drah úplně náhodné, takže tato obálka by měla být kulová). Pes byl zakopán jinde – pravděpodobnost takového setkání je velmi malá a abychom vysvětlili pozorovaný počet komet krátkoperiodických, museli bychom tu mít obrovskou populaci přilétávajících dlouhoperiodických komet – tisíckrát až desetitisíckrát více, než kolik jich skutečně pozorujeme! Navíc by se sklony drah takto vzniklých krátkoperiodických komet příliš nelišily od sklonů těch dlouhoperiodických, takže bychom tu měli jak prográdní, tak retrográdní k. per. komety.

Naproti tomu dostatečně hustý disk komet na transneptunických drahách, neustále narušovaný gravitačními poruchami velkých planet, vyhovuje lépe. Neobvyklé těleso, obíhající mezi drahou Saturnu a Uranu – planetka Chiron o velikosti 100 km, kterou objevil Charles Kowal 18. října 1977 – do tohoto schématu rovněž dobře zapadlo. Mohlo by jít o jakýsi přechodný stupeň mezi objekty Kuiperova pásu a kometou.

Krátkoperiodické komety přibývají ve Sluneční soustavě tempem řádově 1 kometa za 100 let (samozřejmě stejnou rychlostí i ubývají – padají do Slunce, srážejí se s planetami, rozpadají se vlivem slunečního záření – proto jejich populace zůstává přibližně stejná). Takto rychlý přísun těles (ano, z astronomického hlediska je to poměrně rychlý proces) vyžaduje, aby v oblasti velkých planet existovala dostatečně velká „zásobárna“, ze které budou doplňovány (nemluvě o Kuiperově pásu, který musí živit tuto zásobárnu) – odhadem asi 105 komet. Chiron pak představuje špičku ledovce. Z pozorování komet je navíc již dlouho známo, že jejich rozdělení podle jasností se řídí přibližným vztahem log N(H) ~ Hk (logaritmus počtu komet N s absolutní magnitudou menší než H je úměrný k-té mocnině H). Pokud tato závislost platí v celém rozsahu magnitud, potom mezi 105 kometami jasnějšími než H=16 (nejslabší známé komety) budou mít největší objekty absolutní magnitudu mezi 3,5 až 7,7. Takže existence Chironu, jenž má H=7,0 není překvapující.

Tombough a Kowal nebyli jedinými, kteří se pokusili transneptunické objekty nalézt. Uveďme alespoň stručný přehled všech těchto neúspěšných prohlídek:

Jejich nezdar spočíval především v příliš jasné limitní magnitudě nebo malé oblasti, která byla prohledávána (nebo obojí). Limitní magnituda udávaná u těchto prohlídek neznamená, že objekt dané jasnosti bude vždy objeven. Většinou se volí tak, že existuje 50% pravděpodobnost odhalení tělesa o dané jasnosti na snímcích. Mohlo by se zdát, že neúspěšné prohlídky jsou bezcenné a nemají informační hodnotu, ale není tomu tak. Umožňují totiž omezit závislost počty a rozměry hypotetických těles, jak uvidíme dále.

V roce 1993 přicházejí astronomové M. Holman aj. Wisdom z Massachusetts Institute of Technology s rozsáhlou simulací, která si klade za cíl stanovit doby, po které jsou objekty na různých drahách mezi velkými planetami schopny vydržet, než dojde k jejich blízkému setkání s nějakou planetou (dráhy těchto malých těles se zvolna mění díky gravitačnímu působení planet) a jsou vyslány do vnitřních oblastí Sl. soustavy jako kometa, nebo naopak vyvrženy ven. Z těchto dob můžeme odvodit množství těles, které se v daných oblastech vyskytují – čím delší je jejich životní doba, tím větší populaci lze očekávat.

Životní doby, které vidíme na obrázku, jsou jen orientační a v žádném případě neznamenají, že po daném čase bude těleso z oblasti vyvrženo. Některé částice v simulaci „přežily“ po celou dobu výpočtu (800 mil. let), žádná z nich ovšem nezažila blízké setkání s některou z planet dříve, než udává graf. „Vrcholky“ v zobrazené závislosti, které odpovídají svou polohou poloosám drah velkých planet, představují objekty, které byly zachyceny v libračních oblastech těchto planet (Trojané Jupiteru, Saturnu, Uranu a Neptunu).

Nejdelší životní doby vykazují částice za drahou Neptunu. To posiluje hypotézu možné existence Kuiperova pásu, a navíc i zde jsou patrné oblasti, jejichž životní doby jsou kratší. A právě odtud by k nám mohly přilétat krátkoperiodické komety.

První objev a následující desetiletí

Na přelomu října a září 1992 se neúnavné duo hledačů transneptunických objektů David Jewitt a Jane Luu konečně dočkalo. Na snímcích pořízených v noci 30. a 31. 8 a 1. 9. pomocí 2,2-metrového dalekohledu Havajské University objevili objekt asi 23 magnitudy – dostal označení 1992 QB1 –s pomalým retrográdním (tedy pohybující se zdánlivě opačným směrem, než obíhají planety – v blízkosti opozice se takto jeví pohyb všech těles za drahou Země) pohybem, který mohl odpovídat kruhové dráze ve vzdálenosti 37 až 59 AU – tedy prokazatelně za Neptunem. Než však mohlo být definitivně prokázáno, že se jedná o těleso z Kuiperova pásu, musela být uskutečněna ještě další astrometrická měření s dostatečným časovým odstupem. Samotná pozorování z těchto tří nocí totiž nevylučovala ani parabolickou dráhu v blízkosti Země – mohlo tak jít o slaboučkou kometu. Něco ale naznačovala i červená barva objektu. O objektech Kuiperova pásu se dnes často říká, že (některé) mají výrazně červenou barvu. To je ale pouze astronomická hantýrka, která znamená, že ve fotometrickém filtru R (red) má objekt větší jasnost než ve filtru V (visual). Kdybychom se na takové těleso mohli podívat pouhým okem, určitě by nám nepřipadalo červené, ale spíše docela obyčejně černé. Právě jeho velmi tmavá barva způsobuje, že objekt září více v tepelném – infračerveném – oboru a tudíž je v červené oblasti jasnější než ve vizuální. Červenou barvu povrchu může způsobit vysoký obsah organických látek – jak tyto sloučeniny na povrchu vznikají, si řekneme v některých z dalších částí seriálu.

Toto první těleso dostalo později jméno Cubewano, podle výslovnosti jeho označení QB1 (kjú bí uan).

Na objev dalších objektů si astronomové museli počkat více než rok. Stalo se tak 16. a 17. září 1993, tělesa dostala označení 1993 SB, 1993 SC a objevil je tým vedený I. Williamsem na observatoři na Kanárských ostrovech (druhé místo tedy patří Evropanům, nicméně dnes co do počtu objevených transneptunických těles bezkonkurenčně vedou Američané).

K datu 27. 6. 2002 je známo již celkem 560 těles Kuiperova pásu a 117 Kentaurů a objektů rozptýleného disku. Více k tomu řekne obrázek a komentář k němu.

Čeho si lze na obrázku všimnout? V první řadě je ihned patrné, že objekty se kupí ve velmi úzkém pásu v blízkosti roviny ekliptiky. Je to jeden z mnoha tzv. výběrových efektů, za který může způsob, jímž jsou tělesa vyhledávána. Většina prohlídek se totiž soustřeďuje právě do oblastí kolem ekliptiky, kde se předpokládá (zcela odůvodněně) nejvyšší hustota pásu a tudíž i největší pravděpodobnost objevu tělesa. Sklony některých drah ale dosahují až 30 stupňů, takže skutečná šířka disku je větší, než pozorujeme. Mimochodem právě sklon dráhy je jedním z nejpřesněji a nejsnáze stanovených elementů dráhy u všech transneptunických těles. Stačí k němu obvykle jen pár pozorování z jedné či více nocí.

Vedle vlastního Kuiperova pásu existují ve vnějších oblastech Sluneční soustavy další dvě již několikrát zmiňované dynamické skupiny – Kentauři a objekty rozptýleného disku (Scattered Disc Objects – SDOs). Kentauři jsou tělesa obíhající mezi drahami Neptunu a Jupitera, kam se dostali vlivem blízkých setkání s velkými planetami nebo díky jejich dlouhodobému gravitačnímu působení. Název této skupiny není samoúčelný – Kentaur, napůl člověk a napůl kůň, má symbolizovat přechodné stadium mezi planetkou a kometou, některá tělesa z této skupiny totiž skutečně jeví známky kometární aktivity, především v blízkosti perihelu své dráhy.

Objekty rozptýleného disku vznikají podobně jako Kentauři (nebo lze říci, že jsou jejich předstupněm), ale jejich dráhy sahají do větších vzdáleností. Perihelia sice leží v oblasti velkých planet, ale největší afelia zatím známých těles jsou až 400 AU.

Při pohledu na Kuiperův pás ze severní strany ekliptiky zaujme na první pohled jeho značně nepravidelná paprskovitá struktura. I toto je artefakt různých metod jejich hledání. Lze je obecně rozdělit na dva typy – tzv. wide field survey a pencil-beam survey.

Wide field prohlídky jsou zaměřeny na prohledání co možná největší oblasti ekliptiky, používají se k nim spíše menší dalekohledy a kratší integrační doby (pod 300 s). Mezi nejvýkonnější v této metodě patří prohlídky s pomocí těchto dalekohledů: Cerro-Tololo InterAmerican Observatory 1,5 m telescope, University of Hawaii 2,2 m telescope, Canada-France-Hawaii 3,6 m telescope (poslední dva stojí na vrcholu sopky Mauna Kea), 2,5 m Isaac Newton Telescope (La Palma, Kanárské ostrovy), 4 m Mayall Telescope v Kitt Peaku.

Pencil-beam prohlídky pátrají v úzké oblasti (ve „svazku o velikosti tužky“) a jejich cílem je nalézt co možná nejslabší objekty s využitím obřích dalekohledů (např. Keckovy dalekohledy na Havaji nebo 8,2 m VLT v Chile) a dlouhých expozičních dob. Právě objekty z těchto prohlídek vytvářejí „paprsky“ v rozložení známých těles, protože všechny leží v malém výseku oblohy. Za krátkou dobu několika let od objevu do současnosti se ani nestihnou na své dráze posunout tak, aby to bylo výrazně zřetelné.

Důležitý rozdíl mezi těmito dvěma přístupy je problém s follow-up astrometrií u pencil-beam prohlídek. Po objevu tělesa je nutné pořídit další snímky s časovým odstupem pro určení poloh potřebných k výpočtu dostatečně přesných parametrů dráhy. Jinak by byl objekt velmi brzo ztracen. Zatímco vlastní dalekohledy určené k prohlídce používají mozaiku velkých kamer, např. osm či dvanáct kamer s rozlišením 2048 x 4096 pixelů v ohniskové rovině dalekohledu, které jim umožňují snímkovat naráz velkou část oblohy, pro follow-up pozorávní postačuje obvykle menší dalekohled i menší kamera. Přestože expoziční časy musí být delší, celkový pozorovací čas je mnohem kratší než u prohlídek, neboť pozorovatelé již vědí, kde objekt hledat. Objekty nalezené pomocí pencil-beam prohlídek jsou ale někdy tak slabé, že pro jejich následná pozorování malé dalekohledy nestačí. Takže follow-up astrometrie je buď zcela nemožná, nebo je třeba žádat o další drahý čas na obřích teleskopech.

Některá místa v Kuiperově pásu na obrázku jsou navíc prakticky prázdná. To jsou oblasti, kde ekliptiku protíná Mléčná dráha (na obrázku nahoře a dole) a v těch se vůbec nehledá. Na pozadí nesmírného množství slabých hvězd by se to podobalo hledání jehly v kupce sena, bylo by to úsilí vynaložené zbytečně.

Poslední věcí, která bije do očí hned na první pohled, je fakt, že Kuiperův pás jakoby náhle končí ve vzdálenosti 50 AU od Slunce. Vysvětlení se pokusíme nalézt v další části seriálu.

Dynamické skupiny ve vnějších oblastech Sl. Soustavy

Zastavme se ještě předtím, a objasněme si některé pojmy, které se již výše objevily. Za drahou Jupitera, vedle komet typu Schwassmann-Wachmann 1, které obíhají v blízkosti jeho dráhy, dělíme nově objevená tělesa do těchto kategorií:

Kentauři jsou tělesa, která obíhají v oblasti velkých planet, tedy mezi drahou Jupiteru a Neptunu. Svůj název si vysloužili tím, že některé z nich jeví známky kometární aktivity, jedná se tedy o přechodné stadium mezi planetkou a kometou. Tato tělesa se na své dráhy dostávají gravitačním vlivem planet – nejprve Neptuna a později i ostatních vnějších planet. Nejde jen o přímá setkání, která jsou v tomto směru nejúčinnější, ale i dlouhodobé vzdálené gravitační působení může při vhodných kombinacích elementů dráhy tělesa a rušící planety jejich dráhy měnit. Při těchto změnách zůstává zachována velká poloosa dráhy, ale excentricita se mění (v časové škále desetitisíců až statisíců let), čímž se těleso dostává v perihelu blíže a blíže ke Slunci, až jeho dráha protne dráhu některé z planet a velmi brzy dojde k těsnému setkání.

Kentaury, na rozdíl od transneptunických těles, je poměrně složité objevit a vyžaduje to větší nároky na dalekohledy. A to i přesto, že jsou blíže a tudíž by měly být jasnější. Jenže právě díky blízkosti a rovněž kvůli výstředným drahám je jejich úhlový pohyb na obloze podstatně vyšší. Typické objekty Kuiperova pásu mají úhlový pohyb asi 3 vteřiny za hodinu. To umožňuje snímkovat oblohu s poměrně dlouhými expozičními časy, aniž by se na snímku objekt výrazně posunul (běžná praxe je ta, že expoziční čas by neměl překročit dobu, za kterou se těleso posune více, než o kolik ho rozmaže přirozený seeing – chvění atmosféry, což pro tělesa z Kuiperova pásu a velmi kvalitní pozorovací podmínky dává asi 600 s). Naproti tomu Kentauři se mohou pohybovat i rychlostmi až 20’’ za hodinu. Během delších expozic se proto na snímcích „rozmažou“ svým vlastním pohybem a stávají se tak efektivně mnohem slabšími. Jinak řečeno, dlouhé expozice u těchto těles nemají význam a magnitudový dosah se jimi nezvýší.

Podobným mechanismem jako Kentauři se na své dráhy dostávají i objekty rozptýleného disku. Od Kentaurů se liší tím, že jsou naopak vyvrženy na dráhy zasahující daleko za oblasti Kuiperova pásu (rekordmanem je těleso 2000 OO67, jehož afélium je ve vzdálenosti 1099 AU od Slunce). Jejich perihely ale leží v Kuiperově pásu nebo mezi velkými planetami (alespoň u těch známých, většina SDOs byla objevena v blízkosti svých perihelů, protože do větších vzdáleností zatím „nedohlédneme“). Objekty rozptýleného disku a Kentauři tak tvoří dvě původem velice podobné skupiny a navzájem se „míchají“ – z Kentaurů se mohou stát SDOs, jestliže dojde k jejich těsnému přiblížení k nějaké z planet.

Klasické objekty Kuiperova pásu obíhají za Neptunem po drahách ne příliš odlišných od kruhových. Jejich velké poloosy mají hodnoty přibližně od 40 do 46 AU a perihelia leží minimálně 2 AU za drahou Neptunu.

Naproti tomu tělesa v rezonanci mají dráhy výstřednější a mnohé z nich se dostávají blíže Slunci než Neptun. Orbitální rezonance 3:2 znamená, že během tří oběhů Neptunu oběhne těleso okolo Slunce dvakrát. Jejich velké poloosy mají hodnoty přibližně 39,4 AU. Vedle rezonance 3:2 jsou ještě poměrně významné rezonance 2:1 (a ~ 47,8 AU) a 4:3 (a ~ 36,4 AU), ačkoli co do počtu známých těles jsou obsazeny mnohem méně.

Odpovědi, které prohlídky doposud (ne)poskytly

Nejprve snad otázky, na které odpovědi hledáme:

-- Pro zodpovězení první otázky je vhodné nejprve se seznámit s pojmem luminositní funkce (resp. kumulativní luminositní funkce). Ta udává rozdělení objektů podle jejich magnitudy. Kumulativní l. f., která nás bude zajímat nejvíce, určuje počet všech objektů jasnějších než jistá hodnota magnitudy. 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 magnitudu. 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.

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.

-- 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.

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 0,2o (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.

Nejmenší z nejmenších

Jak velké KBO jsme dnes schopni detekovat? Dvěstěkilometrová a stokilometrová tělesa jsou rutinou, padesátikilometrová poměrně častá, ale s menšími rozměry je to horší a horší. Předpokládáme, a zdá se to být zcela logické, že Kuiperův pás se menšími tělesy jen hemží. Pokud má být zdrojem krátkoperiodických komet, musí obsahovat i objekty velikosti deseti či pěti km. Takové velikosti mají totiž jádra krátkoperiodických komet. Jejich jasnost se musí pohybovat mezi 27 a 28 magnitudou, zatím zcela mimo dosah pozemských dalekohledů. Ne však pro Hubbleův vesmírný dalekohled – jak se ukázalo v roce 1994. Tým astronomů z Texaské univerzity, Southwest Research Institutu a Queens Univerzity v Kanadě ukázal, že je možné použít HST i pro prohlídku Kuiperova pásu, byť s pomocí značně sofistikovaných metod.

Během 21. až 23. října 1994 pořídil HST celkem 34 snímků jednoho malého políčka oblohy s co nejmenším množstvím hvězd a vzdálených galaxií, u ekliptiky, v souhvězdí Býka, o celkové ploše pouhých 4 čtverečních úhlových minut. Na rozdíl od jiných prohlídek byla vybrána oblast nikoliv v opozici se Sluncem (kde jsou objekty v „úplňku“ a tudíž nejjasnější), ale v tzv. kvadratuře, úhel Slunce – Země – objekt svíral 90o. Pro objekty v kvadratuře se totiž do jejich pohybu na obloze nepromítá pohyb Země a tak je jejich zdánlivá úhlová rychlost dána čistě jen jejich vlastním pohybem. To umožňuje daleko snáze určit vzdálenost objektu, jestliže předpokládáme, že se pohybuje okolo Slunce po kruhové dráze (bylo již předem jasné, že žádná follow-up pozorování nebudou moci být uskutečněna, a proto bylo třeba, aby si astronomové byly jisti, že to, co pozorují, jsou skutečně objekty z Kuiperova pásu).

Každá expozice byla dlouhá přibližně deset minut. Na CCD kameře dalekohledu (byla použita WFPC2) se za tuto dobu objekt z Kuiperova pásu posune asi o jeden pixel, nicméně v průběhu 30 hodin, ve kterých byly jednotlivé snímky pořizovány, už to znamenalo celkem 300 pixelů dlouhou stopu, „vytečkovanou“ tak, jak se objekt objevoval na jednotlivých snímcích posunutý.

Bohužel, nalézt na těchto snímcích stopy po pomalém pohybu objektů bylo zprvu zcela nemožné. Každý snímek byl zaplaven stovkami stop po průletu částic kosmického záření. Některé vypadají jako čárky, jiné jako body, v závislosti na směru letu částice, a jsou běžným průvodním jevem i u snímků pořizovaných pozemskými dalekohledy (ovšem ne v tak velkém počtu). Náhodné koincidence těchto falešných „objektů“ na různých snímcích, vytvářející iluzi pohybujícího se objektu, by byly mnohem častější, než skutečně zachycené reálné těleso.

Takto poznamenány jsou veškeré surové snímky z HST. Tento šum se běžně odstraňuje tak, že se pořídí více snímků téže oblasti oblohy, a ty se poté „spojí“ v jeden snímek takovým způsobem, že výsledný obrázek obsahuje pouze to, co mají všechny surové snímky společné (tzv. mediánový filtr). Výsledkem jsem ony krásné obrázky, které všichni známe. Naneštěstí je to postup použitelný pouze pro statické objekty – jakýkoliv pohybující se objekt je tímto způsobem ze snímků „vyčištěn“ stejně jako stopy kosmických částic.

A tak se astronomové rozhodli použít přesně obrácený postup – takto vyčištěný snímek odečetli od všech 34 expozic. Získali 34 snímků, na kterých nebyly žádné hvězdy ani galaxie, ale jen stopy částic a možná objekty z Kuiperova pásu. A jak v nich tato tělesa nalezli? Nejprve zvolili náhodně parametry 500 drah typických pro KBOs. Pro každou z těchto náhodně zvolených drah spočítali, jakou rychlostí a jakým směrem by se takový objekt na snímcích pohyboval. Snímky vyčistili mediánovým filtrem, ale tak, že je na sebe poskládali vzájemně posunuté o tento vypočtený pohyb. Ze snímků tedy zmizelo vše, co tomuto pohybu neodpovídalo. Zůstala jen tělesa s drahami podobnými dané zvolené dráze. Tímto postupem bylo nalezeno 53 objektů do 28,6 mag. Mnoho z nich ale stále mohly být jen náhodné kombinace chyb. Aby i tuto možnost ošetřili, provedli stejný postup, ale snímky poskládali tak, jak by to odpovídalo pohybu těles v opačném směru. Hledali tak objekty, které by se musely vyskytovat na retrográdních drahách. I na takto upravených snímcích skutečně nalezli „objekty“, ale bylo více než o polovinu méně. A protože v Kuiperově pásu zatím neznáme jediný objekt, který by se pohyboval na retrográdní dráze (tedy opačným směrem než všechny ostatní) a rovněž vznik takového tělesa je krajně nepravděpodobný, lze se domnívat, že tyto objekty jsou pouze důsledkem šumu.

Nuže, je-li zastoupení šumu mezi prográdními a retrográdními objekty stejné, pak část z oněch 53 nalezených je pouhý šum a zbude 29 objektů v rozsahu 27,8 až 28,6 mag (předpoklad albeda 4% dává rozměry 5 až 10 km) . Které z nich jsou pravé, a které falešné, stanovit nelze. Nicméně 29 těles o velikosti na snímku o velikosti čtyř čtverečních úhlových minut představuje 25 tisíc těles na čtvereční stupeň, odkud dostáváme odhad 2 x 108 takovýchto kometárních jader v celém Kuiperově pásu.

Rezonance 3:2

Pojem orbitální resonance 3:2 s Neptunem již v článku několikrát padl, ale on sám i vše ostatní, co s ním souvisí, si zaslouží více pozornosti. Sama rezonance 3:2 znamená, že těleso uskuteční tři oběhy okolo Slunce, zatímco Neptun stihne oběhnout dvakrát. Podle třetího Keplerova zákona jsou velké poloosy jejich drah přibližně 39,4 astronomické jednotky. V současnosti známe na těchto drahách něco přes 110 těles a Pluto představuje jejich největšího člena – proto se jim přezdívá Plutinos.

Zajímavé je, že mnohá z nich mají perihel uvnitř dráhy Neptunu – jeho dráhu kříží – a řada dalších se k ní přibližuje na malou vzdálenost. Přesto nedochází k jejich blízkému setkání s touto planetou. Zásluhu na tom má právě ochranný mechanismus 3:2 rezonance. Ten je znám již od roku 1964 pro Pluto a zřejmě se uplatňuje i u ostatních těles. C. J. Cohen a E. C. Hubbard z U. S. Naval Weapons Laboratory ve Virginii tehdy použili vojenský počítač k výpočtu dráhy Pluta zpět do minulosti o 120 tisíc let se započtením gravitačních poruch všech velkých planet (výpočet běžel asi 80 hodin).

Vzájemný poměr oběžných dob Pluta a Neptuna způsobuje, že během jednoho oběhu Pluta, od perihelu do perihelu, vykoná Neptun 1,5 svého oběhu. Je-li tedy v okamžiku jednoho přísluní Pluta Neptun například o 90o za Plutem, bude při následujícím přísluní 90o před ním, a tato situace se po dvou obězích Pluta vždy periodicky opakuje. Pluto se tak nikdy nemůže přiblížit k Neptunu na vzdálenost menší, než je jistá minimální hodnota (asi 18 AU), a tak k těsnému setkání (které by způsobilo jeho vyvržení na velmi excentrickou dráhu – mezi Kentaury či SDOs) nemůže dojít.

Poměr oběžných dob Pluta a Neptunu není přesně ideálních 3:2, to by bylo samo o sobě velmi nepravděpodobné a navíc na Pluto působí Neptun sám i další planety. A tak se úhel mezi Plutem v perihelu a Neptunem zvolna mění. Nikdy ale neklesne až blízko k nule – zásluhu na tom má sám Neptun. Pokud je úhel mezi Plutem v přísluní a Neptunem malý a Pluto se nachází před Neptunem, Neptun ho na jeho dráze mírně zpomaluje. To vede k tomu, že se oběžná doba Pluta zmenšuje, a proto do následujícího přísluní (přesněji řečeno, do přísluní po dvou obězích, v němž je opět blízko Neptunu) dorazí o trochu dříve. Neptun tak za Plutem začíná „zaostávat“ a úhel mezi Plutem v přísluní a Neptunem se začíná zvětšovat. To se děje tak dlouho, až druhé přísluní (které do té doby nastávalo vždy v dostatečné vzdálenosti od Neptunu, než aby to mělo nějaký vliv) „dožene“ Neptun zezadu. Úhel mezi Plutem v perihelu a Neptunem je tak opět malý, tentokrát se ale Neptun nachází před Plutem a začíná ho na dráze urychlovat. Oběžná doba Pluta se zvětšuje, do perihelu tak dospívá pokaždé později a situace je opačná než v případě předchozím – přísluní vzadu za Neptunem začíná couvat. Oběžná dráha Pluta se tak chová jako veliké kyvadlo, s periodou jednoho kyvu 19 670 let.

Další otázkou (dnes již zodpovězenou) je, jak vůbec došlo k tomu, že Pluto a další tělesa byla zachycena v rezonanci 3:2. Pokud srovnáme celkový počet těles v Kuiperově pásu s počtem Plutinos, uvidíme, že na rezonantních drahách je jich až neobvykle mnoho. Na první pohled by se mohlo zdát, že se zde uplatnil jakýsi přírodní výběr: tělesa, která křížila dráhu Neptunu a nebyla chráněna rezonancí byla již dávno ze svých drah vymetena blízkými setkáními s planetou. Jenže všechna tělesa v rezonanci mají velké excentricity a sklony drah, což naznačuje, že na těchto drahách nemohla vzniknout (srážkové rychlosti částic by byly tak vysoké, že by se vzájemně nespojovaly ve větší objekty, ale naopak tříštily), ale odehrál se zde nějaký složitější proces, který vedl k tomu, že se na tyto dráhy tělesa dostala až následně. Vysvětlení tkví ve vzniku a dalším vývoji velkých planet – Jupiteru až Neptunu.

Po vzniku vnějších planet Sluneční soustavy, nebo alespoň jejich dostatečně hmotných zárodků, zbylo v těchto oblastech ještě velké množství malých těles, mnohem větší – až o několik řádů, než dnešní pozorovaná hustota Kuiperova pásu. Při častých setkáních s planetami byla tato malá tělesa systematicky vypuzována na výstředné dráhy. Některá mířila směrem ke Slunci – byly to obří komety, které v době zvané „éra velkého bombardování“ přinesly vodu na planetu Zemi. Další směřovala do vzdálených oblastí Sluneční soustavy a dala vznik Oortovu oblaku komet.

Při každém takovém setkání malého objektu s planetou se rovněž lehce měnila dráha planety. Jestliže bylo těleso vyvrženo na dráhu mířící ven, planeta sama trochu energie ztratila a dostala se na dráhu mírně bližší ke Slunci. V opačném případě naopak na úkor ztráty energie malého tělesa si planeta „přilepšila“ a dostala se na vzdálenější dráhu. Jednotlivé situace byly závislé na geometrii takového setkání a pro osamocenou planetu by byly zhruba vyrovnané – stejné množství těles by bylo vyvrženo dovnitř i ven a planeta by svou dráhu neměnila.

Kombinací vzájemného působení všech čtyř vnějších planet byla ale situace složitější. Většina Neptunem dovnitř rozptýlených těles vstupovala do sféry vlivu Uranu, Saturnu a Jupiteru. Naopak tělesa, která rozptýlil Jupiter směrem od Slunce se setkávala se Saturnem, Uranem a Neptunem. A proto tato setkání již nebyla vyrovnaná – vzdálenější planety se potkávali více s tělesy o vyšších energiích, které jim udělil Jupiter, a naopak k Jupiteru proudila již zbržděná tělesa z vnějších oblastí. Jupiter, jakožto nejhmotnější planeta, snižoval svou dráhu nejméně, ale o to více intenzivnější byl tok těles od něj rozptýlený vně. Během „čištění“ prostoru od zbylého materiálu se tak Jupiter dostal o 0,2 astronomické jednotky blíže ke Slunci, na jeho dnešní dráhu. Naproti tomu Saturn zvýšil svou dráhu o 0,8 AU, Uran o 3 AU a Neptun asi o 8 astronomických jednotek! Zdá se to až neuvěřitelné, nicméně tato čísla nepadají z nebe, jsou výsledkem mnoha numerických simulací, které provedli zejména astronomové J. A. Fernandez a W. H. Ip v roce 1984 a Renu Malhotra z Lunárního a planetárního institutu v Texasu v 90. letech.

V dobách svého vzniku byl tedy Neptun ve vzdálenosti zhruba 22,2 AU od Slunce. Stejně tak i poloosy drah, příslušející 3:2 rezonanci (i všech ostatních rezonancí) byly blíže Slunce. Během doby, za níž se Neptun přesouval na jeho současnou dráhu, což trvalo asi 30 milionů let, putovala spolu s ním i 3:2 resonance a působila jako jakýsi „pluh“ na tělesa za drahou Neptunu. Jak narůstal gravitační vliv Neptunu na tělesa za jeho drahou, excentricity i sklony jejich drah rostly a poté, co se dostala do resonance, zvyšovaly se i velké poloosy jejich drah, spolu s narůstající vzdáleností Neptunu od Slunce. Tělesa zůstala uvězněna v resonanci, která je „odtlačila“ až do dnešních poloh.

Vedle 3:2 rezonance se v Kuiperově pásu objevují i další poměry oběžných dob, zejména 2:1 resonance (pro dráhy s velkými poloosami 47,8 AU) a 4:3 na 36,5 AU. Dnes i na nich známe některé objekty, ale jejich počty jsou nižší, než by vycházelo ze simulací. I tyto resonance totiž putovaly skrz dřívější Kuiperův pás a tělesa by se v nich měla nahromadit. Tento pozorovaný deficit zatím není zcela objasněn. Co ovšem vysvětluje průchod 2:1 resonance Kuiperovým pásem, jsou velké excentricity a sklony drah ostatních těles – klasických KBO. Právě v rezonancích je vliv Neptuna na malé objekty největší a jejich excentricity i sklony drah podléhají, než se ustálí na nějaké výsledné hodnotě, značným změnám. Ale ne všechny byly v těchto rezonancích zachyceny. Tato zbylá tělesa, která nebyla odtlačena až k hranici 47,8 AU nyní tvoří klasický Kuiperův pás.

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 metanovým 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 (-233o C) se vytvářejí polární čepičky z dusíkového ledu, což bylo potvrzeno jak na základě infračervených pozorování z družice ISO, tak pomocí Hubbleova 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%), 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 JPL 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.

Protože Pluto nyní vstupuje do oblasti, kde oblohu protíná pás Mléčné dráhy, bude v tomto hustém poli hvězd docházet k zákrytům mnohem častěji. Bude proto možné 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 Hubbleova dalekohledu, pro ostatní tělesa se většinou používají 10metrové 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%.

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 Centaurů se ale jejich absorbční 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 K. 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

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.

Nová metoda určování drah

Objevy nových těles za drahou Neptunu přinesly novinky i do nebeské mechaniky. Vedle již zmiňované otázky různých rezonancí je to i změna v samotném způsobu určování drah. Tento problém je starý již dvě stě let – od okamžiku, kdy Piazzi objevil planetku Ceres a geniální matematik Gauss odvodil (prý) za jednu noc metodu na stanovení její dráhy, která je v různých obměnách, zjednodušeních a vylepšeních používána dodnes. Všechny dosavadní varianty Gaussovy metody pro určení drah planetek z napozorovaných pozic vycházejí ze základního předpokladu, že planetky obíhají okolo Slunce po eliptických drahách, jejichž tvar a orientaci hledáme.

U transneptunických těles tomu není jinak – i ony se samozřejmě řídí stejnými pravidly nebeské mechaniky, jako například planetky hlavního pásu. Značné odlišnosti má ale jejich pohyb, který pozorujeme ze Země.

Především je to fakt, že zdánlivému pohybu TNOs po obloze dominuje tzv. reflexní pohyb – efekt vyvolaný oběhem Země okolo Slunce, kdy se nám objekty promítají v průběhu roku na různá místa oblohy. Příspěvek jejich vlastního oběhu je malý, protože obíhají velice pomalu. Žádný z objektů Kuiperova pásu rovněž nepozorujeme déle než deset let. Za tuto dobu se v prostoru nestihly posunout ani o dvacetinu oblouku své dráhy. Navíc gravitační síla, kterou Slunce v této vzdálenosti působí, je asi tisíckrát menší, než ve vzdálenosti Země.

A tak astronomové Gary Bernstein a Bharat Khushalami z Michiganské univerzity přišli v roce 2000 v jistém smyslu s bláznivým nápadem – pohyb transneptunických těles budeme na tomto malém časovém intervalu, po který je pozorujeme, považovat za přímočarý (a případně pro zpřesnění jen mírně rušený slabou gr. silou Slunce). A tudíž místo hledání šesti elementů eliptické dráhy – velké poloosy, výstřednosti, sklonu, délky výstupného uzlu, argumentu perihelia a střední anomálie – hledáme jiných šest parametrů: x, y, z, vx, vy, vz - polohu v prostoru v okamžiku objevu a složky vektoru rychlosti. Pozdější polohy pak spočteme z těchto parametrů jako výsledek prostého přímočarého pohybu, případně se započtením rušivého vlivu gravitace Slunce (dráha nebude přímka, ale nějaký složitější oblouk v prostoru, jehož tvar nás ale primárně nezajímá).

Tento nápad je celý motivován jedinou snahou: na základě malého počtu pozorování předpovědět co nejpřesněji polohu objektu na obloze pro následující období. Astrometrie slabých transneptunických objektů totiž není levná záležitost a vyžaduje použití velkých dalekohledů se špičkovou technikou. Každé pozorování je zatíženo chybou a tato chyba se promítá i do určení dráhy a následných pozic a navíc s časem nejistota narůstá. Je-li chyba příliš velká, může se stát, že objekt bude úplně ztracen – na jeho znovunalezení by bylo třeba prohledat příliš velký výsek oblohy a to si nikdo nemůže z časových a finančních důvodů dovolit. Ukazuje se, že metoda vyvinutá astronomy z Michiganu dává pro časové období relativně blízké okamžiku objevu znatelně lepší předpovědi, než klasický způsob určování drah. Ačkoliv se zatím nestala standardem a mnohé observatoře a instituce (např. i Minor Planet Center Mezinárodní astronomické unie) se drží zaběhlých schémat, možná jednou tyto metody zcela nahradí.

Tímto náš seriál končí. Ještě by možná bylo o čem povídat – jen v průběhu jeho přípravy přišly na svět další novinky, mezi nejdůležitější asi patří nedávný objev dosud největšího objektu (kromě Pluta), velikého asi jako Charon. Ale ty si necháme někdy na příště v podobě samostatných článků.

Petr Scheirich
Vyšlo v IAN 9. 9. 2002