22. 1. 2004

Home

Detekce Jarkovského jevu u planetky Golevka

Radaroví a teoretičtí astronomové zaznamenali v květnu roku 2003 další úspěch na poli planetkové astronomie - radarová měření planetky (6489) Golevka při jejím blízkém průletu okolo Země prokázala, že Jarkovského jev, dlouho podložený pouze výpočty, skutečně funguje v reálném světě planetek. Měření, která byla provedena pomocí radioteleskopu v Arecibo dobře sedí s teoretickou předpovědí, kterou zveřejnili před dvěma lety astronomové v čele s Davidem Vokrouhlickým z Karlovy Univerzity. Výsledky měření a jejich zpracování zveřejnili v prosincovém čísle časopisu Science.

Jarkovského efekt se projevuje jako slabá reaktivní síla, ovlivňující dráhy planetek, která vzniká v důsledku jejich ohřevu Sluncem a následného vyzařování tepelného záření. Slunce svým zářením zahřívá osvětlenou stranu planetky. Zahřátý povrch následně vyzařuje do prostoru tepelné záření, čímž se zpětně ochlazuje. Fotony, odlétávající z povrchu planetky, fungují stejně jako výtokové plyny raketového motoru - odnášejí část hybnosti a nutí tedy planetku pohybovat se opačným směrem. Výsledná reaktivní síla tedy působí vždy na opačnou stranu od místa, z něhož je tepelné vyzařování největší.

Povrchová vrstva planetky se ale ochlazuje i dalším způsobem - odvodem tepla do větší hloubky. Ne všechno zaření, které se při dopadu přemění na teplo, je tedy ihned zpět vyzářeno - místo toho se podpovrchové vrstvy materiálu postupně prohřívají. Pokud záření přestane na povrch dopadat, dostane přenos tepla opačný směr - chladnoucí povrch je zahříván zespodu prohřátým materiálem. Tento efekt se nazývá tepelná setrvačnost. Pokud by planetky nerotovaly, nebo měly nulovou teplenou setrvačnost, maximum tepelného vyzařování by bylo v místě, na nějž dopadají sluneční paprsky kolmo, a výsledná síla by tedy mířila vždy od Slunce. Protože tomu tak ale není, je místo s maximálním vyzařováním posunuto ve směru rotace planetky. Stejný jev nastává i na Zemi, a proto nejsou nejvyšší denní teploty (dané ohřevem vzduchu o zemský povrch) v poledne, kdy je Slunce nejvýše, ale zhruba ve dvě hodiny odpoledne.

Pokud planetka rotuje prográdně (směr rotace je stejný jako směr oběhu okolo Slunce), je maximum tepelného vyzařování pootočeno proti směru oběhu planetky a výsledná síla míří ve směru pohybu - planetka je tedy na své dráze neustále urychlována a velká poloosa dráhy se neustále pozvolna zvětšuje. Rotuje-li retrográdně (směry rotace a oběhu jsou opačné), míří výsledná síla proti směru pohybu a planetka je bržděna, její velká poloosa zvolna klesá a planetka míří po spirále ke Slunci. Tomuto efektu se říká denní Jarkovský jev (protože je způsoben vlastní "denní" rotací planetky) a uplatňuje se pouze, když rotační osa neleží přímo v rovině dráhy planetky. Dalším typem je sezónní či roční J.j., který vzniká, je li-sklon osy vůči rovině dráhy nulový, a jeho výsledná síla působí vždy proti směru pohybu. V obecném případě jde vždy o kombinaci obou těchto jevů.

Schema naznačené na obrázku je ale značně zjednodušené - poloha bodu s maximálním vyzařováním může být téměř na libovolném místě planetky, v závislosti na rychlosti její rotace, hustotě, tepelné vodivosti povrchových vrstev, a tvaru. Pro rychle rotující planetky je povrch zahřát prakticky rovnoměrně a Jarkovského efekt se neprojevuje, stejně tak pro velmi malá tělesa, u kterých se prohřeje na přibližně stejnou teploty celý objem. Rozměry planetky, u nichž se efekt může významně projevovat jsou 0,1 m - 20 km.

Jarkovského jev, jehož princip poprvé navrhl ruský fyzik Ivan Osipovič Jarkovskij (1844-1902), ale který se v simulacích pohybu planetek začal úspěšně používat teprve v dedadesátých letech 20. století, vysvětluje řadu zdánlivých planetkových záhad, které byly klasickými metodami neobjasněny (například přesun fragmentů srážek mezi planetkami v hlavním pásu do oblastí rezonancí s velkými planetami, odkud se mohou dostávat na blízkozemní dráhy; dlouhé doby, během nichž meteority cestují meziplanetárním prostorem, než dopadnou na Zemi; velký rozptyl drah v asteroidálních rodinách - fragmentech nedávných srážek; a další). Poprvé se ho podařilo přímo měřit na pohybu družic LAGEOS okolo Země v osmdesátých letech, pozorování na přirozených tělesech Sluneční soustavy si však muselo počkat až do loňského roku. Důvodem je fakt, že reaktivní síla, kterou jev vyvolává, je velmi malá, a k tomu, aby se dostatečně projevila na dráze tělesa je potřeba dlouhá doba (roky až desetiletí). Bylo tedy třeba nalézt takové těleso, jehož dráha je známa velice přesně (radarové pozorování je pro takové objekty zatím nutností) a polohu bylo tudíž možno předpovědět dostatečně dlouho odpředu s velkou přesností.


Model tvaru planetky Golevka zhotovený na základě radarových pozorování.

Jedním z takových vhodných kandidátů byla právě půlkilometrová planetka 6489 Golevka, jejíž radarová pozorování byla pořízena při blízkých setkáních se Zemí v letech 1991, 1995 a 1999. Pozorování z roku 1995 umožnila kromě zpřesnení dráhy stanovit rovněž rychlost rotace, směr rotační osy a tvar objektu, tedy parametry, které se na Jarkovského jevu významně podílejí. Ze znalosti přesné dráhy astronomové vypočítali předpokládanou polohu pro 26. května 2003, s a bez započtení Jarkovského jevu. Dráhy planetek ovšem ovlivňuje řada paramaterů, z nichž žádné nejsou známy s absolutní přesností, a tak je rovněž výpočet předpokládané polohy zatížen určitou chybou. Pro tento případ u Golevky byla například její vzdálenost od Země při přiblížení 26. 5. známa s chybou asi +/- 13 km. Na této chybě se různou měrou podílely následující faktory (nepřesnosti jimi způsobené se ale vzájemně nesčítají): Kromě stanovení vzdáleností je při radarovém měření určena také rychlost vzdalování či přibližování objektu - i ta je předpovězena pouze v rámci určité chyby. Celková oblast vymezující možnou "polohu" planetky v parametrech vzdálenost a rychlost vzdalování pak vytváří elipsu, jak je znázorněno na obrázku.

Protože výsledný posun způsobený Jarkovského jevem je závislý i na parametrech jako je průměrná hustota objektu a jeho povrchová tepelná vodivost, podařilo se pomocí provedeného měření stanovit pro Golevku i tyto hodnoty. Bohužel, veličiny na sobě nejsou nezávislé (stejného efektu lze dosáhnout s různými kombinacemi obou parametrů), takže lze určit pouze rozsahy, v nichž se mohou vyskytovat. Pro hustotu Golevky je to interval 2,1 - 3,1 g/cm3, pro její povrchovou tepelnou vodivost 3 . 10-3 - 3 . 10-2 W m-1 K-1. Planetka patří do taxonomické třídy S, o jejichž členech se soudí, že mají složení odpovídající obyčejným chondritům. Průměrné hustoty těchto meteoritů jsou vyšší - okolo 3,34 g/cm3 - Golevka tedy musí být uvnitř porézní, se zastoupením 7 - 37% objemu dutin vůči celku. To ji řadí do skupiny tzv. Rubble-Pile asteroidů, které jsou tvořeny "hromadou balvanů", držených pohromadě pouze vlastní gravitací. Takové aglomeráty, které vznikají v důsledku srážek, jsou mezi planetkami s rozměry nad ~ 200 m velmi časté.

Dalšími autory zmiňovaného článku (vedle Davida Vokrouhlického) jsou Steven R. Chesley, Steven R. Ostro, Jon D. Giorgini, Lance A. M. Benner a Alan B. Chamberlin z JPL, David Čapek z Karlovy Univerzity, Michael C. Nolan a Alice A. Hine z Arecibo Observatory a Jean-Luc Margot z University of California.

Petr Scheirich
Vyšlo na www.astronomie.cz, 22. 1. 2004