Malé telesá Slnečnej sústavy

Pod pojmom medziplanetárna hmota zvyčajne rozumieme súhrn makroskopických a mikroskopických častíc, ktoré vyplňujú priestor v oblasti, v ktorej gravitačne dominuje naša centrálna hviezda – Slnko a ktoré nie sú dostatočne hmotné, aby gravitačne vyčistili okolie svojej dráhy a rannom období sa nesformovali do sférickeho tvaru ako planéty. Z pozorovaní prachových diskov a protoplanetárnych systémov v okolí mladých hviezd v infračervenej a rádiovej oblasti však vieme, že podobná hmota sa bežne vyskytuje aj v okolí iných hviezd a úzko súvisí so vznikom a vývojom materskej hviezdy a objektov v jej okolí.

Z historického hľadiska však človek o medziplanetárnej hmote tisícky rokov nevedel – slnečnú sústavu, či už v geocentrickom alebo heliocentrickom modeli, predstavovali Slnko, Mesiac, Zem a ďalších 5 planét viditeľných voľným okom (Merkúr, Venuša, Mars, Jupiter, Saturn), ktoré sa v priebehu roka pohybovali po zdanlivo nehybnej nebeskej klenbe pozdĺž ekliptiky. Napriek tomu objekty medziplanetárnej hmoty ľudia pozorovali. Aristoteles vo svojom diele Meteorológia (350 pred Kr.) opisuje „padajúce hviezdy“ – meteory, ale rozlišuje ich od skutočných hviezd. Jav meteoru vysvetľuje ako telesá, ktoré sú zmesou elementov vzduchu a ohňa a nachádzajú sa nad oblakmi, pohybujú sa veľkou rýchlosťou a trením so vzduchom sa zohrievajú. Tieto predstavy môžeme považovať za prvé pokusy o fyzikálne vysvetlenie javu, ktorému dnes hovoríme meteor. Zmienky o pozorovaní meteorov sú zaznamenané v čínskych (meteorický roj Lyríd), arabských a európskych kronikách.

Kométy dokázali ľudí upútať už v staroveku najmä tým, že sa objavovali nečakane a mali rôzne podoby. Difúzny objekt, meniaci svoju veľkost, tvar a jasnosť, približujúci sa k Slnku, bol častokrát pozorovaný dlhé týždne. Záznamy o jasných kométach tak nachádzame v kronikách starých civilizácii po celom svete aj spred viac ako 2000 rokov. Objavenie komét sa často spájalo s významnými spoločensko-politickými udalosťami, ako boli napríklad korunovácie, vojny a mor. Aristotelov vysvetelnie, že ide o jav v atmosfére, pretrval takmer dve tisícročia. Názov "kométa” pochádza z gréckeho slova kométés – vlasatica. Azda prvýkrát kométu do astronomických súvislostí zaradil Tycho Brahe v roku 1577, keď pozoroval jasnú kométu z rôznych miest na Zemi, z čoho vypočítal, že je 4-krát vzdialenejšia ako Mesiac a nemôže ísť o atmosferický jav.

Ďalšie údaje o polohách komét poslúžili Newtonovi na vypracovanie teórie o pohybe komét v gravitačnom poli a vďaka nim zistil, že ich dráhy sú parabolické a majú svoju periodicitu obehu. To, že tá istá kométa sa môže dostať k Slnku viac ako jedenkrát dokázal Edmund Halley v roku 1705 a vypočítal aj jej návrat s periodicitou 76 rokov, ktorého sa však už nedožil. Na jeho počesť bola preto po ňom pomenovaná a nesie najnižšie poradové číslo pre periodickú kométu (1P/Halley).

Asteroidy

Asteroidy – malé planéty a planétky, sú malé pevné telesá Slnečnej sústavy, ktorých dávno zaužívaný názov nemá nič spoločné s hviezdou. Predstavujú zvyškový materiál, ktorý vznikol v období pred 4,5 miliardami rokov z protoplanetárneho disku rotujúceho okolo Protoslnka. V Slnečnej sústave sa nachádzajú prakticky všade, ale sú oblasti, kde je ich hustota oveľa vyššia (Hlavný pás medzi Marsom a Jupiterom a Kuiperov pás za dráhou Neptúna).

Od objavu planéty Urán (Herschel r. 1781) sa zmenil pohľad astronómov na našu planetárnu sústavu. Okrem tisícročia známych šiestich planét pribudla ďalšia. V tom období sa zistilo, že vzdialenosti planét od Slnka sa dajú určiť podľa Titiusov – Bodeho radu. V rade však chýbala planéta medzi Marsom a Jupiterom. Taliansky mních, astronóm a matematik Giuseppe Piazzi objavil svojim ďalekohľadom neznámy objekt v roku 1801. Objekt najprv považoval za kométu, hoci nejavil žiadnu aktivitu. Vďaka Carlovi Friedrichovi Gaussovi, ktorý vynašiel metódu výpočtu dráhy z troch nameraných pozícií, sa teleso opäť podarilo nájsť medzi dráhami Marsu a Jupitera takmer o rok neskôr. Objekt pomenovali ako Ceres. Neskôr boli objavené ešte menšie telesá - Pallas, Juno a Vesta. V súčasnosti poznáme viac ako 500 000 malých telies, z ktorých takmer polovica má známu dráhu a definitívne číselné označenie.

Objavovanie a výskum asteroidov sa rýchlo rozvinul po vynájdení fotografie. Pri Wolfovej metóde ďalekohľad a fotografická platňa (dnes CCD kamera) sledujú zorné pole, pričom na snímke sú zobrazené nehybné hviezdy ako body a pohybujúce sa telesá sú ako stopy (pointované fotografické dosky). Z dĺžky stopy sa dá určiť rýchlosť a z merania jasnosti vzdialenosť. Opačná metóda je založená na pointovaní telesa (predstavuje bod) a hviezdy sa v tomto prípade zobrazujú ako stopy. Fotometrické merania zaznamenávajú zmenu jasnosti asteroidu v dôsledku jeho rotácie, z čoho sa dá určiť jeho rotačná doba, orientácia rotačnej osi, približný tvar, či objaviť jeho mesiac (takýto asteroid nazývame binárny). Pri pozorovaní binárneho asteroidu (dva asteroidy obiehajúce okolo spoločného ťažiska) môžeme vypočítať aj hmotnosť obidvoch zložiek. Zaujímavá je zákrytová metóda, pri ktorej pozorovateľ sleduje pokles jasnosti hviezdy spôsobený prechodom asteroidu popred jej disk. Spektroskopické pozorovanie odrazeného slnečného žiarenia nám umožňuje zistiť prítomnosť chemických prvkov na jeho povrchu. Radarové pozorovania nám umožňujú zistiť tvar telesa a veľmi presnú vzdialenosť od Zeme za predpokladu, že teleso je pomerne blízko (do 0,05 AU).

Hlavný pás asteroidov

Hlavný pás je pozostatkom z obdobia tvorby planét. Pred asi 4,5 miliardami rokov sa z primordiálnej hmoty formovali planetezimály, ktoré rástli akréciou ďalšej hmoty až do veľkosti Marsu. Pri veľkosti priemeru viac ako niekoľko sto kilometrov vznikalo v ich strede teplo v dôsledku rozpadu rádioaktívnych prvkov a kinetickému zohrievanu častými vzájomnými zrážkami, čo spôsobilo vnútornú diferenciáciu najväčších objektov: do stredu planetezimál prenikli najťažšie prvky (kovy), ktoré vytvorili jadro obalené plášťom a kôrou. V závislosti od vzdialenosti od Slnka klesala teplota a tým pádom aj kondenzačný bod pre jednotlivé prvky a molekuly. Vo vzdialenostiach 2 – 4 AU mohla byť tzv. ľadová hranica, za ktorou kondenzovali pary vody na ľad. Ten sa potom rýchlo nabaľoval na vznikajúce asteroidy a tvoril ich hlavnú zložku. Bližšie pri Slnku kondenzovali ako prvé kremičitany. Práve podľa vzdialeností, teploty a rozloženia hmoty v protoplanetárnom disku vznikli rôzne populácie spektrálnych tried asteroidov a kométy, ktoré pozorujeme dodnes. Gravitačné poruchy spôsobené Jupiterom a ostatnými planétami narušovali spočiatku kruhové dráhy asteroidov, tie sa stávali viac výstredné a telesá sa začali zrážať s ešte väčšou frekvenciou a energiou. Deštrukciu Hlavného pásu zavŕšila udalosť tzv. neskorého ťažkého bombardovania pred približne 3,8 – 4,1 miliardami rokov. Spôsobila také zmeny dráh v Hlavom páse, že 99,9 % pôvodnej hmoty sa zrazilo s planétami, dopadlo na Slnko alebo bolo vyhodené ďaleko za hranice Slnečnej sústavy. Dôsledky bombardovania dodnes vidieť na Mesiaci – mesačné moria, najväčšie impaktné bazény na Mesiaci (Aitken), Marse (Hellas) a Merkúre (Caloris). Útvary s tisíckilometrovými rozmermi vznikli zrážkami so stokilometrovými telesami.

Polohy známych malých telies vo vnútri Slnečnej sústavy. Jasne vidieť Hlavný pás asteroidov a skupinu Trójanov na dráhe Jupitera.

Dnes uznávanou teóriou o príčine bombardovania je presun planét – zmena dráhy Jupitera, Saturna a najmä Uránu a Neptúna, ktoré prakticky zničili pomerne homogénny a usporiadaný disk asteroidov. Presunom vonkajších planét sa tiež narušil dovtedy pokojný a omnoho hmotnejší disk malých telies za dráhou poslednej planéty, tzv. Kuiperov pás. Stopy po jeho zmenách vidíme v jeho dnešnej štruktúre. Ďalšia teória hovorí o migrácií Jupitera, ktorý vznikol podstatne rýchlejšie ako vnútorné planéty smerom dnu a až neskôr na svoju pozíciu a tak dovolil vzniknúť Merkúru, Venuši, Zemi, Marsu a zásadne ovplyvnil aj populácie asteroidov vo vnútri jeho dráhy.

Za miliardy rokov sa asteroidy značne zmenili – prešli procesom mnohých zrážok, rozštiepili sa na mnoho častí, takže veľa z nich je dnes už iba gravitačne viazanou kopou balvanov a kameňov. Jediným sférickým telesom v hydrostatickej rovnováhe v Hlavnom páse je pravdepodobne Ceres. Okrem vzájomných zrážok sa povrchy asteroidov menia dopadom mikrometeoritov a slnečného žiarenia, ktoré pomaly mení chemické a fyzikálne vlastnosti ich povrchu.

Doteraz najväčší počet objavených asteroidov pripadá na Hlavný pás asteroidov v oblasti medzi dráhami Marsu a Jupitera vo vzdialenosti 2,2 – 3,5 AU. Predpokladáme, že sa tam nachádza viac ako milión telies s priemerom nad 1 km. Najväčším predstaviteľom je už spomínaná trpasličia planéta Ceres s priemerom takmer 1000 km, tri ďalšie telesá sú väčšie ako 400 km (4 Vesta, 2 Pallas, 10 Hygiea) a okolo 200 telies má priemer nad 100 km. Počet telies s klesajúcimi priemermi ďalej prudko narastá. Celková hmotnosť sa odhaduje na 3 × 1021 kg, čo je menej ako 5 % hmotnosti Mesiaca, pričom väčšina hmoty je zastúpená v Cerese.

Štruktúra hlavného pásu je ovplyvnená najmä gravitačnými poruchami planéty Jupiter. Preto sú niektoré dráhy asteroidov nestabilné, najmä ak ich obežné doby predstavujú isté násobky obežnej doby Jupitera, čím sa dostávajú do rezonancií v strednom dennom pohybe s Jupiterom a tak sú ich dráhy častejšie gravitačne rušené. V týchto oblastiach asteroidy prežijú iba krátke obdobie (milióny rokov) a tieto takzvané Kirkwoodove medzery tak oproti okolitému Hlavnému pásu vyzerajú prázdne.

Histogram (čierna krivka) zobrazuje početnosť asteroidov (y-ová os vpravo) v hlavnom páse ako funkciu vzdialenosti od Slnka (x-ová os). Rušivá sila jednotlivých telies je zobrazená podľa škály ľavej y-ovej osi. Je očividné, že pri najsilnejších rezonanciách s Jupiterom (3:1J, 5:2J, 2:1J) chýbajú asteroidy.

V Slnečnej sústave existujú dráhy, ktoré sú stabilné po miliardy rokov a to opäť z dôvodu rezonancií – tentokrát stabilizačných - s Jupiterom. Ide napríklad o skupinu asteroidov, ktorú nazývame Trójania (v rezonancii 1:1). Obiehajú po dráhe Jupitera, 60° pred ním a za ním. Sú to pomerne veľké telesá – najväčšie z nich Hektor má 370 × 195 km.  Pravdepodobne sú pokryté vodným ľadom a zamrznutým metánom s veľmi nízkymi hustotami okolo 0,8 g cm-3, preto sa fyzikálnymi vlastnosťami podobajú skôr kométam ako asteroidom, hoci žiadna kometárna aktivita sa u nich nikdy nepozorovala. Predpokladá sa, že Trójania s rozmermi nad 90 km sú primordiálne, teda podstatne nezmenené od vzniku Slnečnej sústavy. Menšie telesá sú fragmenty zrážok.

Na rozdiel od stabilných dráh Trójanov sa skupina objektov pod názvom Kentauri nachádza na dynamicky nestabilných až chaotických dráhach. Takisto sa považujú za prechodné typy telies medzi kométami a asteroidmi. Pohybujú sa medzi veľkými plynnými planétami Jupiter až Neptún a okolo Slnka obiehajú po rôznych dráhach. Doteraz známi Kentauri majú stokilometrové a menšie rozmery. Tieto telesá dynamicky prichádzajú z vonkajšej Slnečnej sústavy – z Kuiperovho pásu a v oblasti medzi veľkými planétami sa zdržia veľmi krátko. Gravitačné poruchy veľkých planét ich dráhy zmenia za niekoľko desať až stotisíc rokov natoľko, že buď dopadnú na Slnko alebo budú vyhodené von zo Slnečnej sústavy. Kentauri sú však zaujímavé objekty. Prvý objavený, 2060 Chiron, s priemerom 233 kilometrov, vykazuje kometárnu aktivitu v podobe komy. Ak by išlo o kométu, bola by to najväčšia kométa vôbec, keďže typický rozmer jadier komét nepresahuje pár kilometrov. Okolo najväčšieho Kentaura 10199 Chariklo bol v roku 2014 objavený počas zákrytu hviezdy dvojitý prstenec. Ide o zatiaľ jediný asteroid, okolo ktorého bol objavený prstenec

Umelecká predstava prstencov okolo Kentaura 10199 Chariklo.

Okrem gravitačného pôsobenia planét asteroidy aj v súčasnosti zažívajú vzájomné zrážky. Ak je pomer medzi hmotnosťou impaktora a cieľa malý (menší ako 1:50), zrážka vytvorí na povrchu asteroidu impaktný kráter a zmena hybnosti spôsobí zmenu dráhy telesa a ovplyvní jeho rotáciu. Hmotnejšie (a najmä rýchlejšie) impakty spôsobujú rozpad asteroidu. Od geometrie zrážky, vzájomnej rýchlosti telies, ich vnútornej štruktúry a zloženia potom závisí, ako bude výsledok zrážky vyzerať.  Fragmenty asteroidov po zrážke ostávajú v relatívnej blízkosti a aj po miliónoch rokov sa dá zistiť, z ktorého telesa pochádzali. Skupine fragmentov s podobnými dráhovými a fyzikálnymi vlastnostami hovoríme “rodina asteroidov”. Podľa rozptylu fragmentov sa dá určiť vek rodiny, pred koľkými miliónmi rokmi nastala katastrofická zrážka a aké veľké bolo pôvodné materské teleso. Z počtu a zloženia rodín sa dá tiež usúdiť, ako často dochádzalo a dochádza k vzájomným zrážkam asteroidov.

Doteraz sa podarilo sledovať dôsledok priamej kolízie asteroidov v hlavnom páse trikrát. Objekty vyzerali síce ako kométy, avšak ich chvosty mali atypický tvar a spektrum vykazovalo iba obsah prachových, nie prchavých a plynných častíc. Preto sú dôsledky zrážky asteroidov považované podľa aktivity za kométy a iba ich dráhy a následná analýza ukážu, že išlo o zrážku. V prípade asteroidu P/2013 P5 bolo pozorovaných 6 prachových chvostov, v prípade asteroidu Scheila 3 chvosty, komplexný tvar chvosta vykazoval aj asteroid P/2010 A2.

Hranica medzi asteroidmi a kométmi sa za posledne desaťročie ukázala ešte tenšia, vďaka objavu niekoľkých ďalších objektov, ktoré síce aktivitou pripomínajú kométy a aktivita nie je jednorazová, avšak ich dráhy sú vo vnútri Hlavného pásu, aktivita je v dôsledku prachu a ich dráhy sú stabilné a nie kometárne. Táto kategória zvlášnych asteroidov dostala názov Kométy hlavného pásu. Ďalším dôsledkom zrážky dvoch asteroidov nemusí byť ich totálna deštrukcia. Nízka rýchlosť zrážky dovolí rozpadnutému materiálu gravitačne sa opäť usporiadať a novovytvorený asteroid tak bude naďalej existovat ako zmes sutín. Z týchto zrážok sa tiež formujú mesiace asteroidov, ktoré môžu okolo väčšieho telesa obiehať dlhodobo, alebo sa gravitačnými poruchami ďalších asteroidov postupne od materského telesa vzdialiť a osamostatniť sa.

Negatív snímku kométy hlavného pásu 133P/Elst-Pizarro. Teleso sa pohybuje po asteroidálnej dráhe vo vnútri hlavného pásu, no zároveň za nim pozorujeme dlhý prachový chvost.

Okrem gravitácie má na malé asteroidy dlhodobý vplyv aj slnečné žiarenie. Tlak energetických fotónov tak za milióny rokov môže zmeniť dráhu asteroidu, pričom čím menší asteroid a čím bližšie ku Slnku, tým väčší vplyv. Tento takzvaný Yarkovského jav závisiaci tiež od rotácie a sklonu asteroidu môže po miliardy rokov stabilný asteroid dostať do rezonančnej zóny, ktorá jeho dráhu potom zmení veľmi rýchlo. Absorbcia a emisia slnečného žiarenia tiež ovplyvňuje rotáciu asteroidu, ktorá sa môže zrýchľovať alebo spomaľovať. Takzvaný YORP efekt tak za milióny rokov “správne” orientovaný a tvarovaný asteroid roztočí tak rýchlo, že jeho tvar sa zmení, môže sa rozpadnúť, resp. jeho časť sa môže oddeliť z rovníkových oblastí a vznikne tak mesiac asteroidu. Zmena tvaru tak spôsobí aj zmenu YORP efektu, ktorý tak môže naopak spomaľovať rotáciu, až pokiaľ sa rotácia okolo jednej osi nestane chaotickou.

3D model binárneho asteroidu 1999 KW4, zobrazujúci rovníkovú výduť a mesiačik, ktorý sa pravdepodobne od primárneho telesa uvolnil v dôsledku odstredivej sily, ktorá narástla po zrýchlení rotácie primáru v dôsledku YORP efektu.

Súčasne pozorovania naznačujú, že až 15 % asteroidov je binárnych. Väčšinou však ide o hlavné teleso a malý mesiačik. Isté percento asteroidov má však mesiačik takmer rovnakej hmotnosti, akú má primárne teleso. Túto konfiguráciu nazývame kontaktným binarom. Obidve zložky sú zvyčajne veľmi blízko pri sebe a dokonca sa môžu dotýkať a tvoriť zdanlivo jedno teleso. V tomto prípade sa predpokladá, že ide o systém, ktorý je krátko pred rozpadom alebo o asteroid zložený z množstva úlomkov, držiacich iba gravitačne.

Kontaktný binar asteroid Antiope pozorovaný ďalekohľadom VLT, ktorý vďaka adaptívnej optike rozlíšil, že asteroid sa skladá z dvoch takmer identických častí.

 

Blízkozemské asteroidy

Blízkozemskými asteroidmi nazývame telesá, ktoré sa dostávajú do blízkosti dráhy Zeme, resp. ju pretínajú. Podľa typu dráhy rozlišujeme tri druhy, ktoré dostali svoje názvy podľa svojich prvých objavených zástupcov: Amor – telesá, ktoré nepretínajú dráhu Zeme a približujú sa k nej zvonku, Apollo – ich najbližší bod dráhy musí ležať vo vnútri dráhy Zeme a Aten – veľkú polos majú menšiu ako 1 AU a veľmi dlho sa zdržiavajú pri dráhe Zeme (tzv. plíživé asteroidy). Najväčší z blízkozemských asteroidov, 1036 Ganymed, má stredný priemer takmer 32 km. Blízkozemské asteroidy sa pohybujú po výstrednejších eliptických dráhach (výstrednosť 0,5 – 0,6), preto ich dráhy zvyčajne pretínajú dráhy Venuše, Zeme a Marsu a zasahujú do Hlavného pásu. Typické blízkozemské teleso na svojej dráhe prežije len niekoľko miliónov rokov, pretože sa často stretáva s planétami, ktoré gravitačne postupne menia jeho dráhu, takže končí pádom na planétu, Slnko alebo unikne zo Slnečnej sústavy. Tieto asteroidy sa do blízkozemskej oblasti dostávajú najmä z Hlavného pásu asteroidov a to v približne takom počte, v akom z tejto oblasti unikajú.

Medzi najznámejšie prípady zrážky asteroidu so Zemou patrí dopad telesa s priemerom 7-10 km v oblasti mexického polostrova Yucatan pred 65 miliónmi rokov. Po jeho dopade vznikol impaktný kráter Chicxulub s priemerom 165 km, dnes z väčšej časti pod morom. Datovanie tejto udalosti je pravdepodobne spojené s masovým vymieraním viacerých živočíšnych a rastlinných druhov. Materiál z asteroidu zmiešaný s materiálom Zeme bol po zrážke vyvrhnutý do atmosféry. Po niekoľkých mesiacoch sa prach usadil a vytvoril na všetkých kontinentoch vrstvu bohatú na irídium, prvok na Zemi veľmi vzácny, ale prítomný v asteroidoch a kométach.

Na viacerých miestach na svete sa našla v horninách tenká tmavá vrstva prachu a sadzí, obohatená o vzácne prvky (K-T rozhranie). Je to dôkaz o dopade veľkého kozmického telesa pred 65 miliónmi rokov. Vpravo je ilustrácia krátera Chicxulub, ako vyzeral relatívne krátko po dopade.

V histórii Zeme bolo viacero ešte intenzívnejších redukcií života a prakticky ku každej možno priradiť nejaký impaktný kráter. Štatistická pravdepodobnosť zrážky s telesom s priemerom aspoň 1 km je menej ako raz za 1 milión rokov, s priemerom 100 m raz za 10 000 rokov (r. 1908 spôsobilo takéto teleso lokálnu deštrukciu oblasti pri rieke Podkamennaja Tunguska v Rusku). V súčasnosti je na povrchu Zeme identifikovaných približne 180 impaktných kráterov. Ich počet bol v skutnočnosti omnoho vyšší ako na povrchu Mesiaca, ale vďaka erózii, atmosfére, vode, tektonickej a sopečnej činnosti sa impaktné krátery na povchu Zeme zahladili z geologického hľadiska veľmi rýchlo.

Dnes poznáme viac ako 10 000 telies na dráhach, ktoré môžu niekedy v budúcnosti kolidovať so Zemou, pričom počet nových objavov prudko rastie, najmä vďaka novým pozorovacím metódam. K dosluhujúcim, existujúcim a novým ďalekohľadom a projektom (LINEAR, Spacewatch, NEAT, LONEOS, Catalina, PanSTARRS, NEOWISE) v blízkej budúcnosti pribudnú ešte výkonnejšie ďalekohľady (PanSTARRS2, LSST, ATLAS, Fly-eye) a plánujú sa aj kozmické ďalekohľady (NEOSSat, NEOCAM, Sentinel).

Špecializovaný ďalekohľad na vyhľadávanie blízkozemských asteroidov Pan-STARRS za 2,5 roka objavil viac ako 800 blízkozemských asteroidov. Je postavený na 3000 metrov vysokej sopke Haleakala na Maui. V pozadí je vidieť Mauna Kea na vedľajšom ostrove.

Vo výskume asteroidov a komét mali a majú dôležitú úlohu aj vedecké pracoviská v Českej a Slovenskej Republike. Tisícky asteroidov a mnoho komét bolo objavených a skúmaných na observatóriách na Skalnatom Plese, v Ondřejově, v Modre a na Kleti. V roku 2008 bol objavený prvý, hoci malý, približne 3-5 m asteroid, iba jeden deň predtým, ako vstúpil do atmosféry Zeme. Zvyšky asteroidu 2008 TC3 sa našli v sudánskej púšti. Prvého januára 2014 bol taktiež iba deň pred zrážkou objavený asteroid podobnej hmotnosti (2014 AA), ktorý dopadol v blízkosti rovníka do Atlantického oceánu medzi Afrikou a Južnou Amerikou.

Zvyšky asteroidu 2008 TC3 (meteorit pomenovaný Almahata Sitta), nájdene v sudánskej púšti. Na snímke je vedúci výpravy Peter Jenniskens.

 

Kozmický výskum asteroidov

Najdetailnejšie informácie o fyzikálnych vlastnostiach asteroidov prinieslo niekoľko kozmických sond, ktoré sa dostali do ich blízkosti. Prvou bola kozmická sonda Galileo v roku 1991, kedy sa priblížila k asteroidu 951 Gaspra na vzdialenosť 1600 km. Snímky odhalili nepravidelný tvar (rozmery 20 × 12 × 11 km) a malými krátermi posiaty povrch, čo svedčí o jeho mladom veku (niekoľko sto miliónov rokov). O dva roky neskôr preletela rovnaká sonda okolo asteroidu 243 Ida, pri ktorom objavila jeho malý mesiac Dactyl s priemerom 1,5 km, ktorý obehne Idu (rozmery 53 × 24 × 15 km) za 1,5 dňa vo vzdialenosti 180 km a okolo svojej osi sa otočí raz za 4,5 hodiny.

Roku 1997 preletela sonda NEAR-Shoemaker len 1200 km od povrchu asteroidu 253 Mathilde. Ide o pomerne veľký asteroid (rozmery 66 × 48 × 46 km) s veľmi dlhou rotačnou periódou – okolo vlastnej osi sa otočí raz za viac ako 17 dní. Hlavným cieľom vyššie spomínanej sondy však bol druhý najväčší blízkozemský asteroid 433 Eros. Sonda sa v roku 1999 dostala na obežnú dráhu okolo asteroidu a dva roky ho podrobne skúmala. Nepravidelný asteroid Eros (rozmery 13 × 13 × 33 km) sa okolo vlastnej osi otočí raz za viac ako 5 hodín. Detailné snímky ukázali okrem všadeprítomných impaktných kráterov prítomnosť jemného materiálu – regolitu.

Záber asteroidu Eros z kozmickej sondy NEAR-Shoemaker.

Medzi ďalšie asteroidy navštívené sondami patria Steins, Lutetia, Braille, Annefrank, Toutatis. Prvým pokus o pristátie na asteroid uskutočnila japonská sonda Hayabusa, keď v roku 2005 prišla k malému blízkozemskému asteroidu Itokawa (0.2 x 0.3 x 0.5 km). Sonde sa podarilo nabrať vzorku povrchového regolitu a úspešne ju dopraviť na Zem. Podľa tvaru asteroidu a dvoch typov povrchu – balvany a jemný regolit, tento asteroid zrejme nie je celistvým a jednoliatym objektom, ale gravitačne viazanou suťou po predchádzajúcich kolíziách.

Asteroid Itokawa zo sondy Hayabusa.

V roku 2011 sa na obežnú dráhu okolo jedného z najväčších asteoidov – Vesta (525 km) dostala kozmická sonda Dawn. Vesta bola vždy záhadou a už pred príchodom sondy bolo z pozemských pozorovaní zrejmé, že hoci ide o niekoľkosto kilometrové teleso, ktoré by malo byť diferencovnané a mať sférický tvar, Vesta je zdeformovaná v oblasti južného pólu. Zistilo sa, že takmer celá jej južná pologuľa bola zasiahnutá takmer na tom istom mieste iným asteroidom, čo spôsobilo vznik dvoch prekrývajúcich sa impaktných bazénov Rheasilvia a Veneneia, ktoré majú priemery veľké ako takmer priemer Vesty. Staršia Veneneia vznikla asi pred 2 miliardami rokov, mladšia Rheasilvia pred 1 miliardou rokov. Dôsledkom poslednej veľkej zrážky bolo aj vytvorenie fragmentov, ktoré opustili Vestu a stali sa tak rodinou asteroidov, s rovnakým zložením a spektrálnymi vlastnosťami, aké má Vesta (asteroidy V-typu, Vestidy). Predpokladá sa, že aj HED-meteority, ktoré sa našli na Zemi, pochádzajú z Vesty a pravdepodobne z impaktu, ktorý vytvoril Rheasilviu. Sonda Dawn sa po roku pri Veste vydala k svojmu poslednému cieľu – ku trpasličej planéte Ceres.

Asteroid Vesta z kozmickej sondy Dawn. Takmer celú južnú pologuľu tvorí impaktný kráter.

Výšková mapa južnej pologule Vesty, zobrazujúca prekrývajúce sa impaktné bazény Rheasilvia a Veneneia.

V súvislosti s plánovaným obnovením letov na Mesiac a vývojom nosných rakiet Ares sa dokonca uvažuje o pilotovanom lete ľudskej posádky na niektorý z blízkozemských asteroidov na dráhe podobnej dráhe Zeme. Vyvíjajú sa nemenej zaujímavé koncepty bezpilotných kozmických sond na zachytenie a dopravu malých asteroidov ku Zemi alebo systémov na zničenie alebo odklonenie asteroidov na kolíznej dráhe so Zemou. V budúcnosti sa uvažuje aj o ťažbe nerastov z týchto asteroidov.

Porovnanie rozmerov asteroidov navštívených kozmickými sondami.

 

Kométy

Kométy patria medzi najkrajšie a najzaujímavejšie objekty nočnej oblohy a Slnečnej sústavy. Kométa sa od asteroidu zvyčajne odlišuje aktivitou v jej okolí, či už meniacou sa kómou alebo chvostom.

Kométa sa skladá z hlavy, chvosta a kómy, pričom takmer celá hmota telesa je sústredená iba v niekoľko kilometrovom pevnom jadre. Práve fyzikálne a chemické vlastnosti jadra ovplyvňujú jej tvar, vznik a vývoj. Prvý model navrhol Whipple v 50. rokoch 20. storočia a opisuje jadrá komét ako „špinavé snehové gule“. Keď je kométa blízko pri Slnku, vytvorí si rozsiahlu plynovo-prachovú kómu, prípadne chvost, pričom jadro potom zostane priamo nepozorovateľné. Niektoré kozmické sondy nám však pri svojich obletoch umožnili aj štúdium jadier.

Jadro sa skladá zo zamrznutých prchavých látok, z ktorých prevažuje voda. Nasleduje oxid uhoľnatý a uhličitý, amoniak, metán a rozličné organické zlúčeniny (metanol, kyanid, formaldehyd, etán), dokonca aj zložitejšie hydrokarbóny a jednoduché aminokyseliny. Zvyšok hmoty pripadá na iné zamrznuté plyny a pevné kremičitanové častice a minerály bohaté na uhlík. Práve objavy aminokyselín a uhlíkatých zlúčenín podporujú hypotézu, že kométy doniesli na Zem materiál, z ktorého sa mohol vyvinúť život. Podobne je to aj s vodou na Zemi, ktorá môže pochádzať z komét z obdobia jej formovania. Jadro kométy odráža menej ako 4 % slnečného svetla (na porovnanie – asfalt odráža až 7 %).

Kozmické sondy preskúmali tvary a veľkosti jadier len malého počtu komét. Jadrá komét majú nepravidelné tvary a sú pokryté impaktnými krátermi. Jadro najznámejšej kométy Halley má rozmer približne 8 × 8 ×15 km a celkovú hustotu má menšiu ako voda, len 600 kg m^-3. Nízke hustoty jadier potvrdzujú, že sú porézne, obsahujú dutiny – nevyplnený priestor. Prachové zrnká s namrznutým ľadom a plynom majú nepravidelné tvary a ak sú zlepené, môžu vytvárať medzery. Najväčšie jadro s priemerom približne 40 km sa pozorovalo pri kométe Hale-Bopp (C/1995O1/Hale-Bopp). Z rôznych meraní môžeme určiť chemické zloženie a tiež hmotnosť molekúl unikajúceho plynu, veľkosť prachových častíc, rýchlosť ich úniku, rotáciu jadra, rozmery kómy.

V porovnaní s inými telesami Slnečnej sústavy majú kométy najvýstrednejšie dráhy, najčastejšie blízkoparabolické a niektoré až hyperbolické. Na hyperbolické dráhy sa dostanú v dôsledku interakcie s veľkými planétami, najmä Jupiterom.

Podľa obežnej doby kométy delíme na krátko- a dlhoperiodické. Estónsky astronóm Ernst Öpik (r. 1932) si všimol, že kométy na výstredných dráhach sa dostávajú v najvzdialenejšom bode – aféliu tisíce až desaťtisíce AU od Slnka (Neptún je vzdialený len 30 AU). Jan Hendrik Oort prišiel s hypotézou, že kométy k nám prichádzajú z obrovského mraku komét, ktorý obklopuje celú našu planetárnu sústavu. Kométam z tohto mraku trvá aj milióny rokov, kým sa na svojej dráhe dostanú do blízkosti Slnka.

Orientácia a typický tvar kometárnej dráhy v Slnečnej sústave.

Oortov mrak komét, pomenovaný podľa Oorta, sa skladá z dvoch častí – vonkajšej – sférickej, menej hmotnej, vo vzdialenosti 20 000 – 50 000 AU a vnútornej, omnoho hmotnejšej, vo vzdialenosti 2000 – 20 000 AU od Slnka. Predpokladáme, že mrak obsahuje viac ako stovky miliárd komét s celkovou hmotnosťou do niekoľkých hmotností Zeme. Vzhľadom na svoj rozmer môže byť gravitačne často narušovaný hviezdami, ako aj slapovými silami Galaxie. Dlhoperiodické kométy preto prichádzajú z ľubovoľných smerov. Slnko je len nevýraznou hviezdou s malým vplyvom na mrak. Objekty sú zamrznuté na niekoľko málo Kelvinov a sú neaktívne. Hypotéza vzniku týchto telies predpokladá, že sa tak stalo v čase pred 4,5 miliardami rokov v oblasti za Jupiterom. Na extrémne výstredné dráhy sa teda dostali v ranom období formovania Slnečnej sústavy.

Krátkoperiodické kométy na rozdiel od komét Oortovho mraku obiehajú blízko roviny ekliptiky. Telesá (známych je okolo 200) pravdepodobne pochádzajú z vnútornej časti Oortovho mraku a často sa približujú k planétam. Vplyvom Jupitera sú niekté z nich uväznené na kratších obežných dráhach a voláme ich kométami Jupiterovej rodiny. Tým, že sa často dostávajú k Slnku, úbytok ich hmotnosti je pomerne rýchly. Kométa s najkratšou obežnou dobou je 2P/Encke s periódou 3,3 roka. Jej dráha leží medzi dráhami Venuše a Jupitera.

Kométy tzv. Kreutzovej skupiny dostali pomenovanie podľa nemeckého astronóma Heinricha Kreutza, ktorý intenzívne študoval ich pohyby. Obiehajú po veľmi excentrických a sklonených dráhach s perihéliom v tesnej blízkosti Slnka (0,07 AU), preto často končia svoju existenciu pádom naň. Podobnosť ich dráh naznačuje, že vznikli rozpadom staršej kométy pravdepodobne vplyvom slapových síl Slnka.

Keď sa kométa na svojej dráhe približuje k Slnku, najprv začnú sublimovať zamrznuté plyny, ktoré so sebou strhávajú prachové častice, ktoré v dôsledku malej gravitácie unikajú pomerne malou rýchlosťou do priestoru až do vzdialenosti asi 5 AU. V závislosti od teploty, ktorá vládne na povrchu jadra a teda od vzdialenosti od Slnka, z jadra sublimujú najskôr plyny, ktoré majú nižšiu teplotu sublimácie. Okolo jadra sa začína vytvárať približne sférická kóma – prachovo-plynová obálka. Súčasne sa môže vytvárať aj chvost kométy, výnimočne s dĺžkou až niekoľko miliónov kilometrov. Maximum aktivity kométy nastáva pri jej prechode perihéliom. Výnimočne môže dôjsť k vzplanutiu ešte pred perihéliom alebo vo väčších heliocentrických vzdialenostiach v dôsledku uvoľnenia veľkého množstva materiálu za vzniku mohutnej kómy. Kométa 17P/Holmes koncom r. 2008 zvýšila svoju jasnosť zo dňa na deň jeden a pol miliónkrát. Jej kóma mala veľkosť milión kilometrov a bola vo vzdialenosti 2,5 AU od Zeme. Vo veľkých vzdialenostiach od Slnka, kde nie je dostatok slnečnej energie, je jadro kométy defakto mŕtve – nevykazuje žiadnu aktivitu a vyskytuje sa tam iba ako tmavé teleso, výzorom podobné asteroidu. Aktivita komét rôznych skupín sa odlišuje. Kým krátkoperiodické kométy a kométy Jupiterovej rodiny vo vnútri slnečnej sústavy strávili niekoľko desiatok až tisícok obehov, tie už značne vyčerpali zásoby prchavých látok. Naopak, dlhoperiodické kométy ku Slnku prichádzajú častokrát po prvýkrát a sú preto omnoho aktívnejšie, keďže majú pravdepodobne všetok prchavý materiál v zamrznutej forme ešte od vzniku Slnečnej sústavy spred 4.5 miliardy rokov.

Jadrá komét, ktoré navštívili kozmické sondy. Jadrá navštívené sondami mali rôzne nepravidelné tvary a pripomínali povrchy asteroidov, s náznakmi impaktných kráterov. Iba niekoľko percent aktívneho povrchu, ktorý sublimuje, postačuje na vytvorenie komy a chvostu kométy.

Chvost kométy má dve zložky: prachovú a plynovú (plazmovú). Prachový chvost býva zakrivený, niekedy široký vejárovitý. Častice prachu zostávajú v dráhe kométy a tlak slnečného vetra ich postupne vytláča smerom od Slnka. Chvost žiari odrazeným slnečným svetlom. Plazmový chvost je zložený z elektricky nabitých častíc, ktoré sú unášané slnečným vetrom takmer v antisolárnom smere. Emituje vlastné svetlo – žiari fluorescenciou.

Po každom obehu stráca jadro časť svojej hmoty. Napríklad Halleyho kométa stratí z privrátenej časti k Slnku pri jednom obehu takmer 10 metrovú vrstvu hmoty (8 % svojho povrchu). V dôsledku toho majú krátkoperiodické kométy krátku životnosť. Často pozorujeme aj rozpad na niekoľko fragmentov, ktoré obyčajne zanikajú v priebehu niekoľkých dní. Životnosť klasickej kométy z Jupiterovej rodiny je vzhľadom na vek Slnečnej sústavy 4,6 miliardy rokov veľmi krátka, okolo 10 000 rokov, resp. 1000 obehov okolo Slnka. Aj napriek tomu tieto kométy sú súdržnejšie, ako dlhoperiodické kométy, ktoré pri prvom priblížení vykazujú mohutnú aktivitu, ale prežijú len niekoľko desiatok obehov.

Osud niektorých komét môže byť ešte dramatickejší. Môžu dopadnúť na Slnko, môžu byť vymrštené zo Slnečnej sústavy alebo môže dôjsť ku kolízii s planétami alebo ich mesiacmi. Jednou z takýchto udalostí  bol rozpad kométy 137P/Shoemaker-Levy 9 v gravitačnom poli Jupitera (r. 1994). Jadro kométy sa rozpadlo na 21 úlomkov, každý s priemerom asi  jedného kilometra, ktoré postupne, ako Jupiter rotoval, dopadali na jeho povrch. Energia po ich dopade bola obrovská, čo dokazovali štruktúry zvíreného prachu a plynu v atmosfére planéty pozorované ešte veľa dní po udalosti.

Vľavo – na snímke z Hubblovho ďalekohľadu sú fragmenty rozpadnutej kométy 137P/Shoemaker-Levy 9. Vpravo – séria snímok, ktorá ukazuje stopy po kolízii fragmentov s Jupiterom v roku 1994 (AGO Modra FMFI UK).

Na južnej pologuli Jupitera možno vidieť množstvo tmavých jaziev vzniknutých kolíziou s fragmentmi kométy 137P/Shoemaker-Levy 9.

Niektoré z impaktných kráterov na povrchu Mesiaca, Marsu a Jupiterovho mesiaca Ganymeda indikujú dopady rozpadnutých komét v dávnej minulosti. Na rozdiel od krátkoperiodických komét, telesá v Oortovom mraku sú miliardy rokov v relatívnom pokoji. Ich povrch sa slnečnou energiou prakticky nezohrieva a len náhodné zrážky pri veľmi malých rýchlostiach zmenia ich povrch alebo pohyb.

Reťaz kráterov na povrchu Jupiterovho mesiaca Ganymed. Tieto krátery v minulosti pravdepodobne spôsobili dopady fragmentov slapovo rozpadnutej kométy.

Súčasný výskum komét zabezpečujú najmä kozmické sondy, ktoré sa k nim priblížia. Prvou misiou ku kométe bol prelet sondy International Cometary Explorer (NASA a ESA) chvostom kométy 21P/Giacobini-Zinner. K Halleyho kométe (r. 1986) bolo vyslaných až 5 sond, pričom sonda Giotto preletela najbližšie vo vzdialenosti 600 km a na Zem vyslala prvé obrázky jej jadra.

Roku 2005 sonda Deep Impact počas preletu okolo kométy Tempel vypustila projektil s hmotnosťou 370 kg, ktorý rýchlosťou 10 km s^-1 narazil na povrch jadra a vyhĺbil kráter hlboký 30 m a široký 100 m. Pri analýze vyvrhnutého materiálu sa zistilo, že sa skladá z kremičitanov, uhlíkatých zlúčenín a sodíka. Až 75 % objemu tvoria voľné priestory – kométa je veľmi porézna. Zistené malé množstvo vody sa dá vysvetliť tým, že projektil neprenikol až k predpokladanej ľadovej časti jej jadra.

V roku 2014 sa ku jadru kométy 67P/Churyumov-Gerasimenko dostane sonda Rosetta, ktorá sa navedie na obežnú dráhu okolo kométy a dokonca na jej povrch vyšle malý pristávací modul Philae. Prvé snímky jadra zo sondy počas približovacej fázy naznačujú zložitý tvar jadra, ktoré pripomína kontaktný binar.

Jeden z prvých záberov jadra kométy  67P/Churyumov-Gerasimenko získané z paluby sondy Rosetta počas približovacej fázy ku kométe.

 

Transneptunické objekty – Kuiperov pás

Oblasť za dráhou Neptúna je pomerne nedávno objavená časť Slnečnej sústavy. Až roku 1992 David Jewitt z observatória na Havajských ostrovoch za dráhou Neptúna objavil teleso označené 1992 QB1 a v tom istom roku tam boli objavené aj ďalšie transneptunické objekty z tzv. Kuiperovho pásu (niekedy nazývaný aj Edgeworth – Kuiperov pás). Disk sa rozkladá vo vzdialenosti 30 – 55 AU a je 20-krát širší a zrejme 20- až 200-krát hmotnejší ako Hlavný pás asteroidov. Obsahuje pomerne veľké telesá a predpokladá sa, že telies väčších ako 100 km je až 70 000. Doteraz najväčším z nich je teleso Eris s priemerom približne 2600 km.

Porovnanie veľkostí doteraz známych najväčších predstaviteľov Kuiperovho pásu, niektoré z nich majú aj mesiace. Štyri sa klasifikujú ako trpasličie planéty (Eris, Pluto, Haumea, Makemake).

Podľa novej klasifikácie telies Slnečnej sústavy bola planéta Pluto prekvalifikovaná na trpasličiu planétu, pretože sa v jej blízkosti začali nachádzať telesá podobné, dokonca i väčšie. Čas obehu objektov Kuiperovho pásu okolo Slnka trvá aj stovky rokov a teplota na ich povrchu je často menšia ako –220° C, čo spôsobuje ich veľká vzdialenosť od Slnka. Povrchy objektov v transneptunickej oblasti sú pokryté ľadmi vody, oxidu uhoľnatého, metánu, dusíka a organických zlúčenín. Pluto má aj veľmi riedku atmosféru, ktorá vzniká sublimáciou povrchových ľadov. Objekty Kuiperovho pásu majú pomerne často aj mesiace, tri zo štyroch najväčších majú prirodzený satelit a dva majú dokonca dva mesiace. Predpokladá sa, že 15% transneptunických objektov je binárnych. Najzaujímavejšie je v tomto ohľade Pluto, u ktorého boli okrem jeho veľkéko mesiaca, Chárona, objavené ďalšie 4 malé mesiace (Hix, Hydra, Kerberos, Styx) a pravdepodobne aj prstence. Pluto bude v roku 2015 navštívené kozmickou sondou New Horizons.

Predpokladá sa, že Kuiperov pás je zdrojom krátkoperiodických komét a je zrejme iba malým pozostatkom omnoho hmotnejšieho a hustejšieho pásu telies, ktorý sa po vzniku Slnečnej sústavy rozprestieral za dráhou Saturna. Dnešné teórie však nevedia spoľahlivo odpovedať na otázku, pokiaľ siahal, aká bola jeho celková hmotnosť a čo sa s ním stalo. V súčasnosti sa najviac uznáva teória migrácie planét, keď sa najviac zmenila dráha Neptúna a ten putujúc smerom do vonkajšej časti Slnečnej sústavy, vypudil väčšinu transneptunických  objektov.

Telesá v Kuiperovom páse sú rôznorodé. Dynamicky rozlišujeme populácie klasického Kuiperovho pásu, rezonantné objekty a rozptýlené objekty. Klasický disk sa nachádza medzi 42-48 od Slnka. Podľa výzoru ide o disk, v ktorom telesá objehajú takmer po kruhových dráhach s nízkymi sklonmi. Klasický disk rozdeľujeme na dynamický chladný a horúci (dráhy s vyššími sklonmi). “Chladné” objekty sa od “horúcich” odlišujú aj fyzikálne, pričom “chladné” sú podstatne červenšie a obsahujú viac binárnych systémov, ako “horúce”, ktoré pravdepodobne vznikli bližšie ku Slnku a do Kuiperovho pásu sa dostali neskôr. Rezonančné objekty ležia v silných vonkajších rezonanciách v strednom dennom pohybe s Neptúnom na veľmi stabilných dráhach, na ktorých sa vyhýbajú rušivému vplyvu Neptúnu. Najvýznamnejšie rezonancie sú 2:3 (tam patrí aj Pluto) a 1:2. Objekty rozptýlenej populácie majú veľmi vysoké výstrednosti dráh, podobné kométam, sklony až do 40 stupňo od ekliptiky a ich dráhy siahajú viac ako 100 AU od Slnka. Tieto dráhy sú dynamicky málo stabilné a môžu byť rušené Neptúnom. Rozptýlená populácia môže byť hlavným zdrojom krátkoperiodických komét.

Medzi zaujímavé telesá patrí trpasličia planéta Haumea. Okolo svojej osi sa otočí iba za 3,9 hodiny, čo je extrémne rýchlo vzhľadom na jej veľkosť (priemer 1400 km). Hoci veľké, toto teleso má tvar rotačného elipsoidu. Má dva mesiace, Hiiaka a Namaka. Haumea je tiež hlavným telesom zatiaľ jedinej objavenej rodiny v Kuiperovom páse, čo znamená, že v rannom období prežila veľkú kolíziu. Povrch Haumea je veľmi svetlý, podobný čerstvému snehu, odráža až 70-80% viditeľného svetla, čím sa veľmi líši od typicky tmavých a červených objektov Kuiperovho pásu. Podobne svetlým, no červeným objektom, je ďalšia trpasličia planéta Makemake, s priemerom takmer 1500 km. Na jej povrchu boli detekované ľady metánu, etánu a dusíku.

Za zmienku stojí teleso 90337 Sedna (priemer 800 – 1200 km), ktoré sa v aféliu dostáva do vzdialenosti takmer 1000 AU od Slnka a obeh okolo neho mu trvá 12 000 rokov. Patrí medzi telesá rozptýlenej populácie. Najvzdialenejšie známe nekometárne teleso 2006 SQ372 (priemer 50 – 100 km) má afélium vo vzdialenosti až 2000 AU a obežnú dobu 32 000 rokov. V tomto prípade môže ísť dokonca o prvé objavené teleso vnútorného Oortovho mraku. V roku 2014 bol oznámený objav veľkého telesa na dráhe podobnej Sedne, s názvom 2012 VP113. Spolu so Sednou tvoria nezvyčajné telesá, pretože ich perihéliá (najbližšie body na dráhe ku Slnku) sú až 76 a 80 AU od Slnka, a zároveň veľmi ďaleko od dráhy Neptúnu (30 AU), takže aj napriek veľmi výstredným dráham sú obe telesá gravitačne nerušené a majú stabilné dráhy.

Najvzdialenejšie objekty Kuiperovho pásu sa dostávajú na svojej obežnej dráhe až 1000 resp. 2000 AU od Slnka. Teplota na ich povrchu v aféliu dosahuje len niekoľko Kelvinov nad absolútnou nulou.

Nie je presne určené, v akej vzdialenosti od Slnka končí Kuiperov pás a začína vnútorný Oortov oblak. Zdá sa však, že vo vzdialenosti 50 AU od Slnka prudko klesá počet objavených objektov. Nevie sa, či ide o reálny stav alebo iba o pozorovací efekt, keďže objekty v týchto vzdialenostiach sú na hranici detekcie najväčších ďalekohľadov na svete. Niektoré teórie však naznačujú, že vonkajší okraj Kuiperovho pásu je reálny a mohol vzniknúť preletom inej hviezdy v blízkosti Slnka. Dráhové vlastnosti Sedny a  2012 VP113 dokonca naznačujú, že by príčinou mohla byť doteraz neobjavená planéta o hmotnosti Marsu až Zeme, prípadne viacero takýchto planét, niekoľko stoviek AU od Slnka.

 

Meteoroidy, meteory, meteority a kozmický prach

V súčasnosti pod pojmom meteoroid rozumieme častice (telesá) s rozmermi od mikrometrov až po niekoľko metrov; majú vlastné dráhy, po ktorých samostatne obiehajú okolo Slnka. Pri stretnutí so Zemou sa vplyvom trenia so vzduchom zohrievajú a žiaria. Tomuto svetelnému javu hovoríme meteor. Ak takéto teleso preletí zemskú atmosféru a dopadne na Zem, nazývame ho meteorit. Roku 1813 Parížska akadémia vied vyhlásila, že meteority padajú z oblohy, teda majú mimozemský pôvod.

Za zrod meteorickej astronómie sa považuje až r. 1833, keď sa v Severnej Amerike pozoroval dážď meteorov z roja Leoníd. Frekvencie sa odhadovali na 15 000 – 60 000 meteorov za hodinu. Olmsted si všimol, že meteory vyletujú akoby z jedného miesta (radiantu) – zdanlivého bodu na oblohe, ktorý sa pohybuje spolu s oblohou. Radiant sa premieta do niektorého zo súhvezdí, a preto meteorický roj dostáva pomenovanie podľa neho (súhvezdie Leva – Leonidy, Lýry – Lyridy, Perzea – Perzeidy, ľudovo nazývané slzy svätého Vavrinca). Prečo meteory vyletujú z jedného miesta? Častice s rozmermi od zlomku milimetra až po desiatky centimetrov, ktoré predtým unikli z materského telesa – kométy a vnikli do atmosféry Zeme, sa pohybujú rovnakou rýchlosťou po paralelných dráhach, čo v perspektíve vidíme ako bod (podobne ako vidíme rovnobežné koľajnice na horizonte spojené v jednom bode). Čím je rýchlosť meteorov vyššia, tým sú jasnejšie. Ak sa ich jasnosť  približne rovná jasnosti Venuše, nazývame ich bolidy.  

Iné typy meteorov sú sporadické, lebo nemajú spoločný radiant a prichádzajú z rôznych smerov. Meteorické roje sú pozorovateľné iba v určitom období roka počas niekoľkých dní až týždňov (napríklad Perzeidy môžeme pozorovať každý rok okolo 12. augusta), kým sporadické môžeme pozorovať každú noc v roku. Častice rôznych meteorických rojov majú rôznu periódu obehu, napríklad roj Leoníd má periódu 33,25 roka. Neskôr sa na základe výpočtov a pozorovaní zistila súvislosť medzi obehom materských komét a meteorických rojov, napríklad kométa Tempel-Tuttle bola potvrdená ako materské teleso roja Leoníd. Návraty tohto roja r.1899 sa vyznačovali veľmi slabou aktivitou a predpokladalo sa, že v dôsledku poruchových vplyvov veľkých planét bude stále slabšia. Ale kométa Temple-Tuttle sa pozorovala aj r. 1965 a dážď Leoníd 17. novembra 1966 dosiahol zatiaľ neprekonanú frekvenciu 144 000 meteorov za hodinu (40 meteorov za sekundu). Ďalší návrat materskej kométy nastal r. 1998, pričom sa ukázala aj výrazná aktivita roja Leoníd predpovedaná na 17. novembra 1998. Na Astronomickom a geofyzikálnom observatóriu v Modre astronómovia Juraj Tóth a Tomáš Paulech monitorovali Leonidy v noci zo 16. na 17. novembra 1998. Za celú noc získali dve pointované a jednu nepointovanú fotografickú platňu. Na nich sú zaznamenané dráhy 168 Leoníd.

Pointovaná snímka dráh 168 Leoníd zo 16. na 17. novembra 1998 (J. Tóth, T. Paulech, AGO FMFI UK Modra).

Každý deň vnikne do zemskej atmosféry približne 42 ton medziplanetárneho materiálu zväčša vo forme prachu, ale aj väčších telies, ktoré môžu dopadnúť na kontinenty a oceány. Makroskopických meteoritov dopadne denne na celú planétu asi 100. Väčšina z nich sa nikdy nenájde. Malá časť sa pozoruje fotograficky a pomocou videotechniky.

Detekcii a výskumu meteorov sa dlhé desaťročia na svetovej úrovni venujú astronómovia z Českej a Slovenkej Republiky. V prípade identifikácie meteorických rojov, určovanie asociácií meteorov s materskými telesami, fyziky preletu meteoru atmosférou a výpočtu dopadu zvyškovej hmoty sa nedajú nespomenút mená astronómov, ktorí významne prispeli k rozvoju tohto odvetvia: Zdeněk Ceplecha, Petr Pecina, Jan Vladimír Porubčan, Jiří Borovička, Pavel Spurný.

Pôvod meteoritov nájdeme v asteroidoch a delíme ich na tri základné skupiny: kamenné (94 %), železokamenné (1 %) a železné (5 %). Z kamenných tvoria najpočetnejšiu skupinu chondrity. Vyznačujú sa tým, že obsahujú chondrule (sférické guľovité útvary) s rozmermi od 0,1 do niekoľkých milimetrov roztavených a znovu skondenzovaných minerálov. Meteority pravdepodobne vznikali pri formovaní protoplanetárnej hmloviny. Ich materskými telesami môžu byť aj planetárne telesá, napríklad Mars alebo Mesiac. Z nich sa mohli uvoľniť len po impakte asteroidu alebo kométy.

Jeden z najaktuálnejších prípadov zrážky telesa so Zemou je prípad z 15. septembra 2007, keď meteoroid s rozmerom asi 1m dopadal rýchlosťou približne 3 km s-1 do hraničnej oblasti medzi Peru a Bolíviou. Meteorit Carancas vytvoril kráter s priemerom 13 m, ktorý zaplavila podzemná voda. V okolí sa našli zvyšky kamenného meteoritu, klasifikovaného ako obyčajný chondrit spolu s horninou zo vzniknutého impaktného krátera. Zvláštne na celom prípade je, že telesá s týmto priemerom sa skoro všetky zabrzdia v atmosfére a potom dopadajú vo forme meteoritov voľným pádom rýchlosťou podstatne nižšou ako 250 m s-1. Práve rýchlosť je zodpovedná za vytvorenie impaktného krátera, pretože kinetická energia telesa je úmerná druhej mocnine rýchlosti.

Viaceré faktory spôsobili, že toto malé teleso preniklo až na zemský povrch. Jeden z nich bola jeho súdržnosť, teleso sa nerozpadalo pri prelete atmosférou a pravdepodobne sa nepoškodilo predchádzajúcimi kolíziami. Veľkou rýchlosťou dopadlo do horskej oblasti 3800 m n. m. Ak by dopadlo do oblasti na úrovni morskej hladiny, jeho rýchlosť by sa spomalila brzdením v atmosfére pod 1000 m s^-1 – vytvorilo by len kráter vo forme priehlbiny na povrchu.

Prvé správy, ktoré hovorili o tomto prípade sa spájali s ochoreniami ľudí, ktorí navštívili impaktný kráter. Ich ochorenia však nemožno spájať so samotným meteoritom, pretože pravdepodobne išlo o otravu plynmi nachádzajúcimi sa v podloží, ktoré sa po impakte odkrylo.

Ešte novším prípadom je meteorit Košice, ktorý sa podarilo nájsť na území Slovenska po dlhých rokoch. Je to unikátny prípad, pretože tento meteorit má známu dráhu v Slnečnej sústave, ktorú vypočítal Jiří Borovička z Ondřejova a patrí len k 15 podobným prípadom na svete.

Meteorit Košice a členovia prvej expedície z Astronomické ústavu SAV a Katedry astronómie, fyziky Zeme a meteorológie FMFI UK, ktorá ho našla. Prvý a druhý fragment našli J. Tóth a D. Búzová.
 

RNDr. Peter Vereš, PhD., Institute for Astronomy, University of Hawaii at Manoa

Vložit nový příspěvek