Fyzika Sluneční soustavy
04 Malá tělesa Sluneční soustavy Pavel Gabzdyl
1. hodina - Objevy planetek - Skupiny planetek (hlavní pás a Trojané) - Kirkwoodovy mezery a rodiny planetek - Klasifikace planetek podle spektra - Vznik a vývoj planetek (binární planetky, rubble-pile) - Kolik je planetek? 2. hodina - Transneptunská tělesa (Kentauři, KBO, plutina atd.) - Komety (vznik, specifikace drah, složení, významní zástupci) - Pozorování planetek (objevy, fotometrie, zákryty hvězd planetkami) - Přehled výzkumu planetek a komet pomocí kosmických sond
1766, 1784: Titius-Bodeovo pravidlo
a = 0,4 + 0,3 x 2n planeta
n
a (AU) - TB
a (AU) - realita
Merkur
-∞
0,4
0,39
Venuše
0
0,7
0,72
Země
1
1,0
1,00
Mars
2
1,60
1,52
?
3
2,80
-
Jupiter
4
5,20
5,20
Saturn
5
10,0
9,54
Uran (1781)
6
19,6
19,19
Ceres a další… -
(1. ledna. 1801) Giuseppe Piazzi: Ceres Původní pojmenování nové „planety” znělo Ceres Fernandea. První část jména pochází od antické bohyně úrody a patronky Sicílie, druhou část Piazzi přidal na počest Ferdinanda IV., který astronoma podporoval. Záhy po zavedení názvu se však druhá část jména přestala používat.
-
(28. března 1802) Heinrich Wilhelm Olbers: Pallas (září 1804) Karl Ludwig Harding: Juno (březen 1807) Heinrich Wilhelm Olbers: Vesta
Počet objevovaných planetek číslo
rok
jméno
1
1801
Ceres
100
1868
Hekate
1 000
1924
Piazzia
2 000
1977
Herschel
5 000
1991
IAU
10 000
1999
Myriostos
20 000
2001
Varuna
100 000
2007
Astronautica
1998 LINEAR
1891 fotografický program
1984 CCD Spacewatch
Populace planetek Ve Sluneční soustavě rozlišujeme desítky populací planetek. Jednotlivé skupiny se obvykle označují podle prvního objeveného zástupce: např. skupina Aten podle planetky (2062) Aten, Hungaria podle (434) Hungaria nebo Hilda podle (153) Hilda apod. Jsou zde však i výjimky: např. hlavní pás planetek, Trojané, Kentauři apod. Vzhledem k drahám jednotlivých skupin planetek je můžeme roztřídit podle toho, zda jejich dráhy: (a) leží v blízkosti dráhy Země, (b) leží v blízkosti dráhy Marsu, (c) gravitačně souvisí s Jupiterem, (d) leží za dráhou Jupiteru a (e) leží za dráhou Neptunu. Každá z těchto kategorií má celou řadu podskupin.
Významné skupiny planetek
1. Blízkozemní planetky 2. Planetky hlavního pásu
3. Planetky na dráze Jupiteru - Trojané a Řekové 4. Planetky za dráhou Jupiteru - Kentauři 5. Transneptunská tělesa - objekty Edgeworthova-Kuiperova disku - objekty rozptýleného disku - objekty Oortova oblaku
Blízkozemní planetky (Near Earth Asteroids – NEAs) Jsou podskupinou blízkozemních těles (Near Earth objects – NEOs), jejichž perihel (bod dráhy nejblíže Slunci), se nachází ve vzdálenosti méně jak 1,3 AU od Slunce. Zpravidla se jedná o velmi malé objekty, které dlouho unikaly pozornosti astronomů. První dvě blízkozemní tělesa (planetky Amor a Apollo) byly objeveny až v roce 1932. Většina z nich pochází z hlavního pásu, zbytek KBO a Oortův oblak.
Odhad celkového množství: 500 až 1000 objektů s průměrem nad 1 km. Tělesa s průměrem nad 1 km jsou už známa téměř všechna. Co se týče těles o velikosti nad 140 m (tak velká tělesa jistě přežijí průlet atmosférou), známe necelé procento z jejich celkového počtu. Dále se dělí na: • planetky typu Apollo • planetky typu Amor • planetky typu Aten
Blízkozemní planetky První objev: 13. 8. 1898, Carl Gustav Witt: (433) Eros Největší známý objekt: (1036) Ganymed; 31,7 km Perihel: 0,983 a6 1,3 AU Pozorované množství: 9 590
Obrázek: Petr Scheirich
3 AU
450 000 000 km
Blízkozemní planetky typu Apollo
Není třeba znát – jde o doplňující materiál.
• mají a větší než 1 AU a q menší než 1,0167 AU a – velká poloosa q – vzdálenost v perihelu Q – vzdálenost v afelu Země: q – 0,9833 AU Q – 1,0167 AU q < 1,0167 AU
S
stav k 8. 3. 2015: 6 059 planetek typu Apollo aktuální počty: http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/Unusual.html
Blízkozemní planetky typu Amor
Není třeba znát – jde o doplňující materiál.
Jejich dráha se z vnější strany těsně přibližuje k dráze Země, ale nekříží ji.
a > 1 AU; q od 1,0167 AU do 1,3 AU a – velká poloosa q – vzdálenost v perihelu Q – vzdálenost v afelu Země: q – 0,9833 AU Q – 1,0167 AU Q > 0,1,0167 AU
q od 0,0167 AU do 1,3 AU
S
stav k 5. 3. 2015: 5 256 planetek typu Amor aktuální počty: http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/Unusual.html
Blízkozemní planetky typu Aten
Není třeba znát – jde o doplňující materiál.
• mají a menší než 1 AU a Q větší než 0,9833 AU a – velká poloosa q – vzdálenost v perihelu Q – vzdálenost v afelu Země: q – 0,9833 AU Q – 1,0167 AU
Q > 0,9833 AU
stav k 8. 3. 2015: 919 planetek typu Aten aktuální počty: http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/Unusual.html
S
Blízkozemní planetky typu Aten
Není třeba znát – jde o doplňující materiál.
• zvláštní podskupina: Planetky typu Apohele (Interior-Earth Objects) mají q i Q < 0,9833 AU (velmi špatná detekce) a – velká poloosa q – vzdálenost v perihelu Q – vzdálenost v afelu Země: q – 0,9833 AU Q – 1,0167 AU
S
stav k 18. 3. 2013: 12 planetek typu Apohele aktuální počty: http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/Unusual.html
PHA – Potencially hazardous asteroids Jedná se o skupinu planetek, které jsou větší než 100 metrů a přibližují se k Zemi na vzdálenost menší než 0,05 AU (asi 7,5 milionu km). Zatím neznáme žádnou z těchto planetek, která by byla na kolizním kurzu se Zemí. Aktuální počet PHA je 1 559 (http://www.spaceweather.com/). Dosud nejtěsnější přiblížení se odehrálo 15. února 2013, kdy planetka 2012 DA14 proletěla kolem Země ve vzdálenosti 34 100 km. Velikost této planetky se odhaduje na 40 x 20 metrů.
Na obrázku je sekvence radarových snímků 2012 DA14 z observatoře Goldstone.
Nejtěsnější přiblížení – tečné bolidy
10. srpna 1972 nad státem Utah v USA proletělo tečně zemskou atmosférou těleso o velikosti asi 3 metry ve výšce 57 km nad povrchem.
Návštěva blízkozemní planetky (433) Eros
Rozměry 34,4 × 11,2 × 11,2 km, rotace: 5 hod 16 min V roce 2000 planetku navštívila sonda NEAR Shoemaker (obrázek zachycuje přibližování k planetce z 29 000 na 2 025 km)
Foto: NASA
Vybrané parametry planetky Eros: • gravitační zrychlení na Erosu: od 0,0023 do 0,0056 m/s² (68 kg = 16–37 g) • úniková rychlost: 10 m/s • teplota: +100 °C /– 170 °C
Foto: NASA
Krátery na planetce Eros: • největší kráter: Psyche (průměr 5,5 km) • ještě větší kráter? sedlová deprese (průměr 10 km)
Psyche
Foto: NASA
Foto: NASA
Prach na planetce Eros: V mnoha případech jsou krátery vyplněny jemným prachem. Tyto až několik metrů mocné vrstvy regolitu patrně vznikly při sesuvech vyvolaných četnými seismickými otřesy, které způsobily dopady meteoroidů. Vzhledem k malým rozměrům planetek mohou otřesy vyvolat dopady i jen metrových těles. Při impaktech se do prostoru dostal prach a úlomky hornin, které v průběhu několika hodin až týdnů dopadaly zpět na povrch planetky. Na většině planetek se tedy vytvořila vrstva jemného prachu, která nám zahaluje jejich skutečný skalnatý podklad.
Balvany 30 až 100 metrů:
Doporučené čtení: časopis Science, vol. 289, 22. September 2000
Hlavní pás planetek První objev: 1. 1. 1801, Piazzi: (1) Ceres Největší známý objekt: (1) Ceres, 975 km Velká poloosa: 2,06 až 3,27 AU Pozorované množství: 436 598
Obrázek: Petr Scheirich
5 AU
780 000 000 km
Hlavní pás planetek První objev: 1. 1. 1801, Piazzi: (1) Ceres Největší známý objekt: (1) Ceres, 975 km Velká poloosa: 2,06 až 3,27 AU Pozorované množství: 436 598
Obrázek: Petr Scheirich
5 AU
780 000 000 km
Kirkwoodovy mezery Rozložení počtu planetek v hlavním pásu s jejich rostoucí hlavní poloosou není rovnoměrné, ale vykazuje několik výrazných poklesů – mezer. Na tyto oblasti připomínající mezery v Saturnových prstencích upozornil již v roce 1886 americký astronom Daniel Kirkwood (1814–1895).
Absence planetek v těchto oblastech je způsobena především gravitačním působením Jupiteru – pokud jsou oběžné doby planetek v poměru celých čísel k oběžné době Jupitera, dochází k rezonancím. Potom dojde ke zvětšení excentricity (nedojde přitom ke změně velké poloosy a podle 3. Keplerova zákona se tedy nezmění ani oběžná perioda, těleso tedy stále zůstává v rezonanci). Změna excentricity způsobí, že 97 % takových těles končí srážkou se Sluncem.
Rodiny planetek V roce 1918 japonský astronom Kiyotsugu Hirayama rozlišil v rámci hlavního pásu rodiny planetek. Jedná se o skupiny planetek, které mají podobnou vzdálenost od Slunce, sklon dráhy, výstřednost i oběžnou dobu. Rodiny planetek vznikly při srážkách, při kterých se mateřská tělesa rozbila na řadu menších fragmentů. Statistické zpracování drah planetek ukazuje, že více než 1/3 známých planetek je součástí nějaké rodiny! V současnosti je známo už přes 100 rodin, z nichž některé (např. rodina Flora nebo Themis) mají více než 500 členů.
Rodiny planetek
Rodina planetek Baptistina • (2008): Wiliam Bottke, David Nesvorný a David Vokrouhlický • dráhy planetek rodiny Baptistina • před 160 Ma srážka • planetky 60 km a 170 km • 300 těles > 10 km • 140 000 těles > 1 km • 20 % ve vnitřní části Sluneční soustavy • 2 % křižovala dráhu Země • 90 % pravděpodobnost – Chicxulub • 70 % pravděpodobnost – Tycho • Baptistina: uhlíkaté chondrity (Cr) • sedimenty (vysoká koncentrace Cr)
Spektrální typy „typ C“ (z angl. carbonaceous = uhlíkatý), asi 75 % známých planetek. Albedo od 0,04 do 0,06 – což je zhruba o polovinu méně než albedo měsíčních moří. Jedná se tedy o tělesa s velmi tmavým povrchem. Chemické složení planetek typu „C“ je až na těkavé látky jako vodík a hélium podobné slunečnímu. Představiteli typu „C“ jsou (253) Mathilde nebo (2) Pallas. „typ S“ (z angl. stony = kamenný), zahrnuje zhruba 17 % celkového počtu známých planetek. Albedo od 0,10 až do 0,25. Spektrum „kamenných“ planetek indikuje směs niklového železa s železnatými a hořečnatými křemičitany (především pyroxenem a olivínem). Jsou pokládány za zdrojová tělesa obyčejných chondritů – nejrozšířenější skupiny pozemských meteoritů. „typ M“ (z angl. metallic = kovový). Planetky typu „M“ jsou jasné (albedo 0,10 až 0,18). Převážně jsou tvořeny niklovým železem, které nejspíš pochází z materiálu jádra diferencovaného tělesa. Největším představitelem typu „M“ je planetka (16) Psyche o rozměrech 240×185×145 km. „typ U“ (z angl. unclassified = nezařazený). Několik málo planetek, které se svým spektrem nepodobají žádné z předchozích skupin jsou zahrnovány mezi zvláštní skupinu „U“. Typickým představitelem této skupiny je planetka (4) Vesta.
Hmotnosti planetek Převážná část celkové hmoty hlavního pásu je soustředěna do několika největších těles: Planetka Ceres v sobě zahrnuje 32 % celkové hmoty, Vesta 9 %, Pallas 7 % a Hygiea 3 %, což dohromady představuje 51 % celkové hmotnosti hlavního pásu! Hmotnost všech těles hlavního pásu dohromady představuje pouze necelých 5 % hmotnosti Měsíce.
Velikosti planetek a kometárních jader
Planetka (21) Lutetia (Rosetta 7/2010)
4 Vesta 1994 – Objev kráteru pomocí HST
Impaktní kráter Rheasilvia poblíž jižního pólu planetky má průměr 460 km a z 13km hlubokého dna se nad okolní terén zvedá středový vrchol s výškou až 23 km.
2011 až 2012 výzkum sondou Dawn Credit: NASA
Vesta, Pallas a Ceres jsou možná jediné přeživší zárodky planet. Čím menší je planetka, tím větší je počet impaktorů, které ji dokážou rozbít. A vzhledem k tomu, že menších impaktorů je podstatně víc, mají také menší tělesa horší šanci na přežití. Současný spodní limit velikosti planetek, které nemají potenciální impaktory, je asi 400 km.
Binární planetky
Dactyl 1,6 × 1,2 km
Ida 54 × 24 × 15 km
Galileo, srpen 1993: první objev satelitu planetky
Zákryt binární planetky (90) Antiope, 19. 7. 2011
Binární planetky 1977 – První objev binární planetky se možná podařil při sledování zákrytu hvězdy planetkou 6 Hebe. Jeden z pozorovatelů (Paul Maley)tehdy sledoval 800 km severně od ostatních 0,5 sekundy dlouhé pohasnutí. Existence tohoto tělesa však dosud není prokázána. 1999 – První objev binární planetky (45 Eugenia) pomocí adaptivní optiky (3,6 m Kanadsko-francouzský dalekohled). 2000 – První objev binární planetky (185851) 2000 DP107 pomocí radarové techniky (radioteleskop Arecibo).
2005 – Objev trojité planetky Franckem Marchisem planetky 87 Sylvia (měsíce Romulus a Remus)
Umělecká představa systému planetky 87 Sylvia (credit: ESO)
Binární planetky K březnu 2015 bylo objeveno již přes 200 měsíčků planetek. Předpokládá se, že až 15 % planetek hlavního pásu s průměry menšími než 100 km má svůj měsíc. Podobné zastoupení se předpokládá i u binárů Kupierova pásu, kde je známo asi 70 binárů. V případě Kupierova pásu se uvažuje, že binární systémy jsou pozůstatkem původních skupin z dob formování Sluneční soustavy. Binární planetky spadají do dvou skupin: a) Primární planetky jsou menší než 10 km (většina) b) Primární planetky jsou mnohem větší než 10 km(menšina)
Obrázek: binární planetka (90) Antiope: objev bináru 10. 8. 2000 (Keckův dalekohled), oba fragmenty mají průměr 86 km, vzdálenost: 60 km, rotační perioda: 16,5 hodin
Aktuální počet binárních planetek nejen hlavního pásu najdete na: http://www.johnstonsarchive.net/astro/asteroidmoons.html.
Vznik binárních planetek Vznik binárních planetek záchytem těsně prolétajícího tělesa je téměř vyloučený: při průletu těles kolem planetek se totiž jen v malé míře uplatňuje slapové brzdění planetkou, díky kterému by prolétající planetka ztratila část své kinetické energie a zůstala by zachycena planetkou jako satelit. Pokud totiž prolétající těleso neztratí část své kinetické energie, musí díky zákonu zachování energie odletět stejnou rychlostí, jakou k planetce přiletělo. Jako možné scénáře vzniku binárů se uvažují: a) fragmentování vzájemnými srážkami, b) fragmentování vlivem slapových sil, c) Yarkovského efekt (viz níže) V současnosti se jako jeden z možných scénářů vzniku binárních planetek uvažuje urychlování jejich rotace působením slunečního záření (Yarkovského efekt), díky kterému může docházet k „odtrhování“ materiálu z rovníkových oblastí planetek. Odtržený materiál se přitom nemusel vymanit z gravitačního zajetí planetek a obíhá v podobě satelitů.
Rubble-piles Většina planetek větších než zhruba 100 – 200 m je považována za shluky balvanů (v anglickém jazyce se pro ně vžilo označení „rubble piles“), které drží pohromadě pouze slabou gravitací. Taková tělesa mohou být těsnými průlety nebo jinými mechanismy (předpokládá se i vliv slunečního záření) snadno dezintegrována a mohou vytvořit dvojnásobné nebo vícenásobné systémy.
Důkazy: 1.hustota: Změny směru letu sondy NEAR Shoemaker okolo planetky (253) Mathilde umožnily odvodit průměrnou hustotu planetky na 1,3 g . cm-3. Spektrální analýza povrchu planetky: materiál podobný chondritickým uhlíkatým meteoritům (hustota ~ 2,1 g . cm-3). 2.závislost rotace na průměru: odstředivé zrychlení na povrchu musí být menší (nebo rovno)gravitační síle, jinak se planetka rozletí na kusy. Většina planetek má nižší rotaci. Aby mohly rotovat rychleji, musely by být celistvé a to nejsou. 3.relativní velikost impaktních kráterů: ve vztahu k rozměrům planetek jsou některé krátery tak velké, že pokud by tyto planetky byly celistvými objekty, musely by být impaktem podobného rozsahu roztrhány na kusy.
Rubble-piles
Mathilde (66 × 48 × 46 km) Krátery Karoo a Ishikari (33,4 a 29,3 km)
Phobos (22 km) kráter Stickney (9 km)
Rubble piles: (25143) Itokawa
80 m
540 m
Vznik planetek hlavního pásu Formování Jupiteru v počátcích Sluneční soustavy přerušilo shlukování materiálu mezi mezi Jupiterem a Marsem. Díky rezonancím měnily planetesimály své původně kruhové dráhy na silně výstřední. Namísto aby se planetesimály na podobných kruhových drahách spojovaly do větších protoplanet, srážely se velkými rychlostmi. Jupiter zabránil ve vzniku „chybějící planetě“. Vlivem Jupiteru bylo z hlavního pásu planetek „vymeteno“ až 99,9% původního materiálu, což podle odhadů představuje až několikanásobek hmotnosti Země.
Planetky: chaos nebo pořádek?
Kolik je planetek? Předpokládá se, že v hlavním pásu se vyskytuje 1,1 až 1,9 milionů těles s velikostí větší než 1 km. Koncentrace těles i v těch nejhustších částech hlavního pásu planetek je malá: Průměrná vzdálenost planetek o průměru 1 km se pohybuje kolem jednoho milionu kilometru – čili více než dvojnásobek vzdálenosti Země–Měsíc. Srážky těles v hlavním pásu nejsou časté: Dochází k nim během x0 až x000 Ma. datum
celkem
očíslovaných
2 opozice
1 opozice
pojmenovaných
5. 1. 2015
670 444
422 636
133 008
114 800
19 044
Planetky hlavního pásu nejsou soustředěny pouze v rovině ekliptiky. Sklon jejich oběžné dráhy dosahuje více než 20°, takže hlavní pás má spíše tvar koblihy.
aktuální statisitka: http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/ArchiveStatistics.html
Trojané Jupiteru První objev:
Trojané: L5
1906, Wolfi: (588) Achilles Největší známý objekt: (624) Hektor, 370 × 195 km Velká poloosa: 5,2 AU Pozorované množství: 5 797 Další dělení: Řekové: L4 (60° před Jupiterem)
Řekové: L4
Trojané: L5 (60° za Jupiterem) Pozn. Existují i Trojané Marsu L4 (1), L5 (3)a Neptunu L4 (6), L5 (1)
Obrázek: Petr Scheirich
5 AU
780 000 000 km
Kentauři • • • •
1977 objevil Ch. Kowal plan. (2060) Chiron, která později (1989) jevila kom. aktivitu Kentaur: něco mezi člověkem a koněm, něco mezi planetkou a kometou Kentauři se na své dráhy dostali vlivem blízkých setkání s velkými planetami Spektrální charakteristika rozlišuje dvě skupiny Kentaurů: „červené“, např. (5145) Pholus / „modré“, např. (2060) Chiron
•
Saturnův měsíc Phoebe je pravděpodobně zachyceným Kentaurem
Kentauři První objev: 31. 10. 1920, Baade: (944) Hidalgo Největší známý objekt: (10199) Chariklo, 259 km (objev prstence v roce 2014) Velká poloosa: 5,5 až 30,1 AU (definice JPL) Pozorované množství: 252
Aktuální počet na: http://www.johnstonsarchive.net/astro/tnos.html
Obrázek: Petr Scheirich
Kentauři První objev: 31. 10. 1920, Baade: (944) Hidalgo Největší známý objekt: (10199) Chariklo, 259 km (objev prstence v roce 2014) Velká poloosa: 5,5 až 30,1 AU (definice JPL) Pozorované množství: 252
Aktuální počet na: http://www.johnstonsarchive.net/astro/tnos.html
Obrázek: Petr Scheirich
Transneptunská tělesa
Objekty rozptýleného disku (Scattered Disc Objects) První objev: 15. 10. 1995, Arianna Gleason: (48639) 1995 TL8
Největší známý objekt: (136199) Eris, D = 2326 km Velká poloosa: 30 až 500 AU Pozorované množství: 253 (včetně Kentaurů) Kentauři i SDO mají původ v Kuiperově pásu (dráhy Kentaurů jsou protaženy působením velkých planet směrem ke Slunci, dráhy SDO jsou protaženy působením velkých planet daleko od Slunce). Perihela SDO se nacházejí ve vzdálenosti Neptunu nebo mezi velkými planetami, afélia sahají za 100 AU. Obrázek: Petr Scheirich
Objekty rozptýleného disku (Scattered Disc Objects) První objev: 15. 10. 1995, Arianna Gleason: (48639) 1995 TL8
Největší známý objekt: (136199) Eris, D = 2326 km Velká poloosa: 30 až 500 AU Pozorované množství: 253 (včetně Kentaurů)
Trpasličí planeta Sedna a „osamocené objekty“ • • • • • • • • •
objev 14. 11. 2003 Sedna je eskymácká bohyně moří, žijící podle pověsti hluboko v Arktickém oceánu e = 0,855 ! afelium 976 AU perihelium 76 AU (rok 2076) průměr (1180 – 1800 km) sklon (12°) desátá „planeta“? SDO? osamocený objekt!
dráha Neptunu dráha Sedny
Kuiperův pás (disk)
V roce 1943 a 1949 publikoval irský astronom, ekonom a inženýr Kenneth Edgeworth práce, podle kterých by se měl za dráhou Neptunu po vzniku Sluneční soustavy vyvinout oblak těles. Nezávisle na těchto pracích publikoval podobnou hypotézu v roce 1951 astronom Gerard Kuiper. Z toho důvodu se skupina těles za dráhou Neptunu někdy označuje jako Edgeworth-Kuiperův disk. Edgeworth-Kuiperův disk je vymezen dráhou Neptunu (30 AU) až do vzdálenosti zhruba 55 AU od Slunce. Kuiperův pás je 20krát širší a až 200krát hmotnější než hlavní pás planetek. Asi 70 000 objektů s průměrem přes 100 km. V roce 2010 byl pomocí Fine Guidance Sensor na HST objeven KBO o D 900 m!
Populace objektů Kuiperova pásu
Není třeba znát – jde o doplňující materiál.
1. Klasické objekty Kuiperova pásu – Cubewanos 2. Rezonantní s Neptunem – (Plutinos, Twotinos atd.) Tělesa jsou v rezonantích oblastech polapena Neptunem už od dob formování Sluneční soustavy. Poměr oběžných dob s Neptunem jsou takové, že nemůže dojít k jejich vzájemnému blízkému přiblížení. Pokud by k přiblížení došlo, byla by tato tělesa z rezonantních oblastí vymetena.
Cubewanos (Klasické KBO)
První objev: 30. 8. 1992, David Jewitt, Jane Luu (15760) 1992 QB1
Největší známý objekt: (136472) Makemake ~1900 km Velká poloosa: 40 – 50 AU nekříží dráhu Neptunu Pozorované množství: 1 476 celkem KBO
Obrázek: Petr Scheirich
Plutinos
(rezonantní 2:3 k Neptunu)
První objev: 18. 2. 1930, C. Tombaugh Pluto
Největší známý objekt: Pluto, D=2320 km Velká poloosa: 39,5 AU (kříží dráhu Neptunu) Pozorované množství: 243
Obrázek: Petr Scheirich
Velikosti transneptunských těles Pluto (KBO)
Dysmonia
Eris (SDO)
Makemake (KBO) Hi´aka
Sedna (DO)
Namaka
Ixion (KBO) Haumea (KBO)
Varuna (KBO)
Vanth
Orcus (KBO)
2002 TC302 (KBO) Weywot
Quaoar (KBO)
2000 km
Komety: co jsou zač? Průměrné albedo jader komet: 0,04 Průměrná velikost: 15 km Největší kometou je Kentaur 995 SN55 (~300 km)
Jádro se skládá především z vodního ledu, tuhého oxidu uhličitého, oxidu uhelnatého, dalších zmrzlých plynů a prachu. Koma obsahuje např. molekuly vody, oxid uhličitý a uhelnatý, čpavek, metan atd.
Sondami navštívená jádra komet
9P/Tempel 7,6 x 4,9 km Deep Impact, 2005
1P/Halley 16 x 8 x 8 km Giotto, 1986
19P/Borrelly 8 x 4 km Deep Space 1, 2001
81P/Wild 5,5 x 4 x 3,3 km Stardust, 2004
Jádro komety 103P/Hartley 2 ze sondy Deep Impact Dne 4. 11. 2010 proletěla sonda asi 700 km od jádra komety rychlostí 12,3 km/s.
Jádro komety 67P/Churyumov-Gerasimenko V srpnu 2014 začala kometu zkoumat sonda Rosetta a v listopadu 2014 na ni přistálo pouzdro Philae.
Typy komet a jejich značení: P/ periodické komety Většinou jde o komety s oběžnou dobou pod 200 let. Některé prameny ovšem do této kategorie řadí i komety s periodou nad 200 let.
C/ neperiodické komety X/ komety s neurčitelnou dráhou
D/ ztracené nebo zničené komety A/ planetky chybně určené jako komety
Foto komety Hale Bopp C/1995 O1 (8. dubna 1997): Miroslav Druckmüller
Chvosty komety Plazmový chvost: Je složen převážně z plynů, je úzký, přímý a mívá namodralou barvu. Září převážně díky ionizací. Míří vždy od Slunce, protože v případě částic
o velikostech kolem 10-7 m převládá tlak záření nad gravitací.
plazmový chvost
Prachový chvost: Vzhledem k tomu, že v případě velikosti těchto
částic převládá gravitace nad tlakem záření, nesměřují prachové chvosty přímo od Slunce, ale částečně sledují dráhu komety.
Kometa C/1995 O1 (Hale-Bopp) z 8. dubna 1997. Foto: Miroslav Druckmüller.
prachový chvost
Anomální chvost (protichvost) Je viditelný v době, kdy Země prochází
Země
blízko oběžné roviny komety.
dráha komety
Slunce
prachový chvost
Kometa C/2004 Q2 Machholz (7. 1. 2005) Foto: Stefan Seip
plazmový chvost
Anomální chvost (protichvost)
Foto komety C/2007 N3 Lulin (5. února 2007): Michael Jacger
Dráhy komet Po eliptických drahách 40 %: a) z toho 16 % jsou dlouhoperiodické:
(oběžné doby nad 200 roků, původ v Oortově oblaku)
b) z toho 24 % jsou krátkoperiodické:
(oběžné doby pod 200 roků, jejich dráhy mají nízké sklony k ekliptice, většinou jsou prográdní, perihelia a afelia leží v blízkosti roviny ekliptiky)
i. ii.
Jupiterova rodina (< 20 roků)
(jsou zachycené převážně Jupiterem z SDO) Halleyova rodina (> 20 roků, < 200 roků) (jsou zachycené velkými planetami z Oortova oblaku)
Slunce eliptické dráhy
parabolické dráhy: Oortův oblak
Po parabolických drahách 49 %:
Po hyberbolických drahách 11 %: celkový počet 1292 (http://hypertextbook.com/facts/2009/JeffreyYep.shtml)
hyperbolické dráhy: interstelární
Hlavní zásobárna komet Jan Oort v roce 1950 uveřejnil domněnku, že komety jsou umístěny v rozlehlém oblaku na okraji Sluneční soustavy, ve vzdálenostech 50 000 až 150 000 AU. V mračnu kulového tvaru, dnes běžně nazývaném Oortův oblak, by se mělo
nacházet na několik bilionů kometárních jader. Jádra sem byla vyhnána na počátku existence Sluneční soustavy, když se utvářely planety. Kometární jádra tu však nejsou uvězněna navždy. Některá se gravitačním působením okolních hvězd dostanou na výstřednou dráhu, mířící ke Slunci.
Nejznámější kometa Jupiterovy rodiny Fragmenty komety P/Shoemaker-Levy 9 dopadaly na Jupitera od 16. do 22. července 1994. Kometa se rozpadla při těsném průletu kolem Jupiteru (7. července 1992) na 21 fragmentů, z nichž největší nepřesahovaly průměr 2 km.
˃ Snímek z Hubbleova kosmického dalekohledu ukazuje stopy po dopadech jednotlivých fragmentů.
˄ Foto komety ze 17. května 1994 (HST Comet Science Team a NASA)
Sungrazing comets Na snímcích slunečních sond SOHO a STEREO bylo objeveno už 1916 komet, které prolétly nebo zanikly v těsné blízkosti Slunce (perihel je nižší než setina AU). Nejčastěji se jedná o členy Kreutzovy rodiny komet. Jedná se pravděpodobně o potomky jedné velké komety, která se asi před 2 500 lety rozštěpila na mnoho menších komet. Jde většinou o velmi malá tělíska o průměrech desítek metrů a větších.
˄ Dvojice komet na záběru z 1. 6. 1998. ˃ Jedna z nejproslulějších komet Kreutzovy rodiny: Ikeya-Seki C/1965 S1, která dosáhla –10 mag.
Vizuální pozorování planetek
Pohyb planetky (4) Vesta ve dnech 10 až 15 ledna 2009. výška zorného pole: 3°
planetka
jasnost
(4) Vesta
6,5 mag
(1) Ceres
7,3 mag
(2) Pallas
8,9 mag
(532) Herculina
9,0 mag
(19) Fortuna
9,1 mag
(14) Irene
9,1 mag
(6) Hebe
9,2 mag
(29) Amphitrite
9,3 mag
(40) Harmonia
9,4 mag
(39) Laetitia
9,4 mag
(15) Eunomia
9,5 mag
(42) Isis
9,5 mag
(43) Ariadne
9,5 mag
(7) Iris
9,5 mag
Mapky předpovědi planetek jasnějších 11 mag: http://sajri.astronomy.cz/mapky/mapky.php (Můžete se stát členem tzv. Millenium clubu, což je neoficiální spolek pozorovatelů, kteří již v dalekohledu viděli více než tisíc planetek)
Pozorování – zákryty hvězd planetkami Pozorování zákrytů umožňuje: • zpřesnění rozměrů planetek • odhalení průvodců • zjištění tvaru Předpovědi zejména pro Evropu: • http://mpocc.astro.cz/
Výzkum komet pomocí sond
Není třeba znát – jde o doplňující materiál.
název sondy
datum průzkumu
vzdálenost
kometa
ICE
11. září 1985
7 870 km
21P/Giacobini-Zinner
Vega 1
6. března 1986
8 900 km
1P/Halley
Vega 2
9. března 1986
8 030 km
1P/Halley
Giotto
13. března 1986
596 km
1P/Halley
Giotto
10. července 1992
200 km
26P/Grigg-Skjellerup
Sakigake
11. února 1996
asi 10 000 km
45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková
Deep Space 1
17. září 2001
2171 km
19P/Borrelly
Stardust
2. ledna 2004
250 km
81P/Wild 2
Deep Impact
4. července 2005
500 km
9P/Tempel 1
Deep Impact
4. listopadu 2010
700 km
103P/Hartley
Stardust
15. února 2011
190 km
81P/Wild 2
Rosseta
listopad, 2014
povrch
67P/Churyumov-Gerasimenko
Výzkum planetek pomocí sond
Není třeba znát – jde o doplňující materiál.
sonda
rozměry
Galileo
29.10.1991
průlet
951 Gaspra
18×10,5×8,9
Galileo
28.8.1993
průlet
243 Ida
56×15
Galileo
28.8.1993
průlet
Dactyl
1,6×1,2
NEAR
27.6.1997
průlet
253 Mathilde
66×48×46
Deep Space 1
28.6.1999
průlet
9969 Braille
2,2×1
Cassini
23.1.2000
průlet
2685 Masursky
15–20 km
NEAR
14.2.2000
přistání
433 Eros
33x13x13 km
Stardust
2.11.2002
průlet
5535 Annefrank
6.6×5.0×3.4 km
Hayabusa
20.11.2005
přistání
25143 Itokawa
535×294×209 m
New Horizons
13.6.2006
průlet
132524 APL
2,3 km
Rosetta
5.9.2008
průlet
2867 Šteins
4x5 km
Hayabusa
1.6.2010
návrat vzorků
25143 Itokawa
535×294×209 m
Rosetta
10.7.2010
průlet
21 Lutetia
120×100×80 km
Dawn
14.8.2011
průlet
4 Vesta
578×560×458 km
Dawn
2015
průlet
1 Ceres
974×910 km
