Vzdálené končiny Sluneční soustavy nepochybně skrývají ještě mnohá tajemství. Doposud víme zhruba o dvou tisících tělesech obíhajících Slunce v oblastech za drahou planety Neptun (odtud trans-neptunické objekty, zkráceně TNO). Jejich celkový počet se ovšem odhaduje v milionech - a jen těles dosahujících alespoň sto kilometrového průměru očekáváme minimálně 70 000! Přesto pouze jedinkrát jsme některé z těchto vzdálených planetek mohli spatřit zblízka - to když v červenci 2015 dálkově ovládaný robot proletěl kolem největší (a nejznámější) z nich.
Pluto a
jeho systém měsíců nás tehdy překvapili svojí rozmanitostí i dynamikou a rozdmýchali zájem o poznávání dalších vzdálených světů. U těch jsme ale prozatím závislí jen na dálkovém průzkumu (tedy alespoň dokud k nim nevyšleme nové rychlé sondy). Nicméně díky výkonným pozemským či kosmickým teleskopům, stále sofistikovanějším metodám zpracování dat, ale i přibývajícímu množství napozorovaných hodin se dozvídáme spoustu informací i přesto, že každý z těchto světů vidíme pouze jako nepatrný světelný bod ztrácející se mezi ostatními hvězdami, jako slaboučkou hvězdičku putující oblohou mezi stálicemi. A je toho překvapivě mnoho, co se lze dozvědět z analýzy slunečního světla odraženého od vzdálené planetky.
Nejprve pozorujeme daný objekt dostatečně dlouhou dobu, abychom viděli, jak se pohybuje oblohou. Z rychlosti a směru tohoto pohybu pak není problém spočítat celkovou oběžnou dráhu tělesa ve Sluneční soustavě. Poměrně snadno tak zjišťujeme, jak je která planetka daleko (tedy její průměrná vzdálenost od Slunce neboli střední poloosa), jak dlouho jí trvá oběhnout Slunce (tedy délka jejího roku neboli perioda), jak moc se odchyluje od oběžné roviny běžných planet (tedy sklon její dráhy neboli inklinace), jak moc se její dráha liší od ideálního kruhu (tedy výstřednost dráhy neboli excentricita) a jak je celkově její dráha v Soustavě orientovaná (parametry jako argument šířky perihelu nebo délka vzestupného uzlu - viz.
elementy dráhy na Wiki).
Známe-li tyto parametry, můžeme dále prozkoumat, jak planetka souvisí s dalšími tělesy Sluneční soustavy. Existují například skupiny těles se vzájemně velmi podobnými dráhovými elementy. Takovým skupinám se říká kolizní rodiny, jelikož se předpokládá, že vznikly rozpadem většího tělesa po dávném střetu s jiným objektem. Jediná známá kolizní rodina těles za Neptunem je
rodina kolem trpasličí planety Haumea, ovšem v Hlavním pásu asteroidů takových rodin známe několik.
Mnoho planetek také obíhá v takzvané rezonanci s většími planetami (tedy jejich periody jsou v poměru malých celých čísel). Například Pluto rezonuje s Neptunem v poměru 3:2 - tedy zatímco Neptun oběhne Slunce třikrát, Pluto to stihne přesně dvakrát. Ve skutečnosti v rezonanci 3:2 s Neptunem je celá skupina těles, kterým říkáme plutina. Rezonance je v orbitální mechanice běžná věc a vidíme ji různě napříč celou Sluneční soustavou - v Hlavním pásu asteroidů, u měsíců velkých planet, u trojanů, u trans-neptunických objektů, ...
Z velmi přesně známých orbitálních parametrů lze navíc vyvodit vliv dosud nepozorovaných hmotných těles. To je třeba příklad samotného
objevu planety Neptun nebo současné náznaky existence
Deváté planety daleko za všemi známými TNO. Obzvláštní lahůdkou je, pokud okolo vzdáleného objektu
objevíme obíhat měsíc - jejich vzájemný pohyb nám totiž umožní zjistit jejich společnou hmotnost, což považuji za naprosto fantastický výsledek, uvážíme-li, že se bavíme o objektech vzdálených miliardy kilometrů, pozorovaných jen jako tečky na obloze! A v tom je krása orbitální mechaniky : )
V předchozích odstavcích jsme vyčerpali možnosti
astrometrie, tedy měření pohybů nebeských těles.
Nebeští poutníci nám ale ve svém prchavém světle nabízejí mnohem více informací - hurá na
fotometrickou analýzu!
Fotometrie se zabývá analýzou světelné křivky pozorovaného objektu. Světelné křivky, ptáte se? Inu pozorujete-li bod na obloze po nějakou dobu velmi citlivým přístrojem, zjistíte, že jeho jasnost se průběžně nepatrně mění. Nemluvím o poblikávání hvězd na obloze vlivem chvění zemské atmosféry - abychom mohli použít fotometrii, musíme se tohoto poblikávání naopak zbavit (vysláním dalekohledu na oběžnou dráhu mimo rušivý vliv atmosféry nebo pomocí adaptivní optiky na obřím pozemském teleskopu - už to je samo o sobě malý
technologický zázrak!). Tyto drobné změny jasnosti jsou periodické a souvisí s dobou rotace objektu. Aha! Ze změn jasnosti najednou víme, jak dlouhý je den na planetce, od níž nás dělí nezměrná kosmická propast! Každé těleso má totiž alespoň trochu rozmanitý povrch - členitá krajina, odlišné složení různých částí povrchu a tedy různé barevné odstíny nebo alespoň nahodilé rozmístění kráterů. To všechno způsobuje drobné rozdíly v odrazivosti a právě ty se projeví ve zmíněné světelné křivce. Určité vlastnosti světelné křivky nám mohou dokonce napovědět, jestli je pozorovaný objekt spíše kulatý nebo jde o šišatou neforemnou 'bramboru'. Pouze těleso, které by bylo celé dokonale kulaté, se zcela hladkým povrchem a naprosto uniformní barvou, bude mít světelnou křivku plochou. Případně může nastat situace, kdy by rotační osa tělesa mířila přímo k nám a my tak koukali na jeho pól. Tehdy se rotační perioda zjišťuje velmi těžko.
Z tečky na obloze už jsme zjistili spoustu věcí, ale můžeme vzdálené světy také nějak změřit? Rozhodně ano a hned několika způsoby! Nejspolehlivějším způsobem zjišťování průměru cizích planet(ek) jsou zákryty vzdálených hvězd neboli okultace.
Jak totiž těleso Sluneční soustavy putuje oblohou mezi hvězdami - stálicemi, občas se stane, že projde přímo před některou z nich a na chviličku ji zakryje. Takové malé hvězdné zatmění nám může prozradit, jak je pohybující se objekt ve skutečnosti velký. Mohlo by se zdát, že je to snadná metoda - nebe je přece poseté hvězdami a k zákrytům musí docházet každou chvíli. Bohužel opak je pravdou. V poměru ke vzdálenosti od nás jsou rozměry planetek naprosto titěrné a hvězdy jakožto bodové zdroje světla jsou nepředstavitelně daleko. Každý takový zákryt proto proběhne jen v úzce vymezeném prostoru během kratičké chvilky. Důležitá je velmi přesná znalost orbitálních parametrů sledovaného objektu a samozřejmě přesně známá pozice zakrývané hvězdy, aby bylo možno okamžik zákrytu a vhodné místo pozorování dostatečně s předstihem předpovědět. Stejný zákryt je pak potřeba pozorovat současně z několika různých míst a přesně zaznamenat čas zmizení a znovuobjevení zakrývané hvězdy. Kombinací získaných dat pak získáme hraniční hodnoty pro průměr sledované planetky. Čím více pozorování, tím přesnější je výsledek. Další kombinací dat s již dříve známou světelnou křivkou planetky můžeme ještě více zpřesnit její rozměry i tvar.
Bonusem u pozorování zákrytů je navíc možnost objevení (nebo vyloučení) přítomnosti atmosféry! Pokud hvězda zhasne a znovuobjeví se okamžitě, je jasné, že byla zakryta přímo terénem planetky. Pokud ale hvězda nejdříve pomalu pohasíná a na konci zákrytu se zase postupně rozsvěcí, máme tady jasný důkaz plynného obalu vzdáleného světa. Přesně takto byla objevena atmosféra Pluta dávno předtím, než kolem něj proletěla lidská sonda. Stejně tak může zákryt odhalit přítomnost prstence - vzdálená hvězda prostě před samotným zákrytem i po něm zabliká, když je zakrývána tenkými prstenci. Tak byly objeveny prstence velkých planet (kromě Saturnu - u něj jsou samozřejmě krásně vidět vizuálně). Překvapivý objev prstenců kolem malé planetky přišel v roce 2014, kdy zakrývaná hvězda zablikala před i po přechodu planetky
Chariklo náležející k populaci
kentaurů. Do té doby jsme znali prstence pouze u Jupiteru, Saturnu, Uranu a Neptunu.
Rozměry planetek se dále dají odhadovat studiem jejich tepelného vyzařování. Zjednodušeně řečeno: Infračervené vyzařování mnohem více závisí na skutečných rozměrech objektu, zatímco množství odraženého viditelného světla je ovlivněno zejména odrazivostí povrchu neboli albedem. Jinými slovy objekt, který je sice malý ale velmi světlý, se nám může ve viditelném spektru pořád jevit jako jasnější než objekt, který je sice větší ale zato velmi tmavý (a tedy odráží méně světla). Kombinací pozorování v infračerveném i viditelném oboru se můžeme rozměrům vzdálené planetky přiblížit, ale není to tak spolehlivá metoda jako sledování okultací.
A tím, že jsme zmínili spektrum, se dostáváme k poslednímu oboru odhalujícímu nám tajemství teček na obloze, jímž je spektroskopie. Jde o úžasný obor, který nám neinvazivní metodou odhaluje složení a strukturu materiálů. Laicky řečeno: Když sluneční záření dopadne na povrch kosmického tělesa, dojde k výměně energie a odražené světlo s sebou pak nese otisk struktury a druhu materiálu od kterého se odrazilo. Pečlivou analýzou tohoto světla a porovnáváním se spektrálními otisky různých látek získanými v laboratoři pak odhadujeme složení cizích planet. Některé látky mají svou stopu ve spektru zcela jednoznačnou. Dokonce mnohdy můžeme i rozpoznat strukturu látek (například jestli se na povrchu planetky nachází krystalický nebo amorfní led). Jindy získané spektrum musíme kombinovat s dalšími daty, abychom se dostali alespoň k nějakým předpokladům. Každopádně se jedná o mocný nástroj, který navíc s každým získaným spektrem a každou laboratorní analýzou nabývá na přesnosti a efektivnosti.
A jaké metody poznávání okolního světa a světů máte rádi vy? Podělte se v komentářích : )
