***
Štefánikova hvězdárna
observatory.cz > Novinky z astronomie > Odkud přicházejí komety?

Odkud přicházejí komety?

Sluneční soustava 6.12.2010 Jakub Rozehnal

Kometární materiál je pro astronomy zabývajícími se studiem vzniku sluneční soustavy nesmírně cenným materiálem. Máme totiž zato, že komety jsou vlastně pozůstatkem prvních těles, tzv. planetezimál, která vznikla akrecí z prachoplynného disku v době před cca 4,5 miliardy let. Jedná se o geologicky nedotčený materiál, který nám může prozradit cenné informace o vzniku a raném vývoji sluneční soustavy. Dynamika kometárních drah nám navíc pomáhá doplnit i informace o pozdních fázích vývoje planetárního systému, ve kterých probíhala migrace planet. Tuto teorii, kterou popisuje tzv. „model z Nice“, jsme popsali v Aldebaran Bulletinu 13/2009.

 

V době, kdy byla objevena první transneptunická tělesa, byla oblast jejich výskytu označena jako Kuiperův pás. Dnes, kdy je známo přes 1 400 transneptunických těles, je možno mezi nimi najít populace s charakteristickými vlastnostmi. Z dynamického hlediska proto tělesa v oblasti za drahou Neptuna rozdělujeme na:

Klasický Kuiperův pás: tělesa obíhající na drahách s nízkým sklonem a relativně malou excentricitou (do 0,1). V tomto pásu také leží historicky první objevené těleso, označené QB1 (anglicky se proto také někdy tato populace těles označuje jako „cubewanos“). Klasický Kuiperův pás je ohraničen dvěma rezonačními populacemi. Jsou to

  • Plutina: tělesa v rezonanci 2:3 s Neptunem. Pojmenována jsou podle největšího tělesa této rodiny – Pluta.
  • Tělesa v rezonanci 1:2 s Neptunem. Vytvářejí jakousi přirozenou hranici klasického Kuiperova pásu.

Rozptýlený disk: rozprostírá se do větších vzdáleností (tělesa se vzdalují od Slunce i nad 100 AU). Tělesa mají vysoké sklony (i 40°) a velké excentricity (větší než 0,4). Jejich perihélia však leží u dráhy Neptunu. V prostoru vlastních elementů zaujímají tělesa rozptýleného disku jiné oblasti než klasický Kuiperův pás (viz Obrázek 2).

Oddělený disk: typickým představitelem této populace těles je Sedna. Její dráha je oddělená od Neptunu, nikde se k ní nepřimyká, tudíž se na ni nemohla dostat perturbací Neptunem. Je možné, že se tato tělesa na současné dráhy dostala gravitačním rušením blízkými hvězdami v období, kdy bylo Slunce členem mladé otevřené hvězdokupy.

Kentauři: tato tělesa se sice nenacházejí v transneptunické oblasti, jejich dráhy leží mezi drahami velkých planet, původ však mají v oblastech rozptýleného disku (viz Obrázek 3).

Úvod

Stručně řečeno, model popisuje gravitační interakci mezi mladými planetami a diskem planetezimál, který je obklopoval. Díky ní docházelo k postupnému narůstání excentricit a poloos velkých planet (s výjimkou Jupiteru, který se naopak mírně přiblížil ke Slunci ). Při této pomalé migraci došlo k rezonanci oběžných dob Jupiteru Saturnu v poměru 2:1. Fakt, že se po každých dvou obězích Jupiteru, resp. jednom oběhu Saturnu opakovala tatáž konfigurace dvou největších planet, měl pro dnešní podobu sluneční soustavy dalekosáhlé důsledky. Rezonance „rozkývala“ velké planety natolik, že si dvě vnější planety dokonce „vyměnily“ pořadí. Dráha Neptunu se stala natolik excentrickou, že zasahovala do disku planetezimál. A právě tehdy se začal psát příběh, na jehož konci stojí dnešní komety.

Planetezimály z dynamicky erodovaného disku byly „vystříleny“ na extrémně protáhlé orbity s velikostmi velkých poloos v řádu tisíců i desetitisíců astronomických jednotek. Z původního disku planetezimál o odhadované celkové hmotnosti 35 MZ zbyl je zlomek těles, která utvářejí dnešní Kuiperův pás. Jeho současnou hmotnost odhadujeme na pouhou 0,1 MZ. Neptun (spolu s ostatními planetami) tedy během migrace rozptýlili více než 99 % původní populace těles.

Afelium (odsluní) rozptýlených těles leželo typicky ve vzdálenostech 10 000 až 100 000 AU (pokud se rovnou neocitla na hyperbolických drahách). V těchto vzdálenostech se již pomalu vyrovnává gravitační působení Slunce s gravitací okolních blízkých hvězd a zejména gravitačních slapů (viz Obrázek 1). Jejich prostřednictvím docházelo k cirkularizaci původně protáhlých eliptických drah planetezimál (tento proces popisujeme jako tzv. dynamické tření), které daly vzniknout kulovitému oblaku těles na drahách s velkou poloosou v rozmezí přibližně od 50 000 do 100 000 AU. Tělesa v něm mají víceméně izotropně rozdělené sklony. Existenci tohoto oblaku předpověděl již v polovině minulého století Jan Hendrik Oort (1900–1992). Oortův oblak (jak se od té doby tato struktura nazývá), je zdrojem dlouhoperiodických komet. Kometární jádra zde obíhají po mírně eliptických drahách, ale působením galaktických slapů či gravitačních perturbací hvězd, které náhodně projdou v blízkosti Slunce, se mohlo dostat opět na vysoce excentrické dráhy a zamířit zpět ke Slunci. Oortův oblak ovšem není jediným zdrojem komet. Pojďme si proto krátce shrnout, co o kometárních drahách dnes víme.

 

Slapy

Obr. 1: Gravitační zrychlení, udělované tělesu ve vzdálenosti r od Slunce gravitačními slapy galaktické výdutě (červeně), galaktického disku (zeleně) a Sluncem (modře). Ve vzdálenostech r > 200 000 AU již galaktické slapy zcela převládají, ve vzdálenostech r > 50 000 AU jsou již s to v dlouhodobých škálách dráhy planetezimál destabilizovat. Obě osy jsou v logaritmickém měřítku.

Dráhy komet a transportní mechanizmus

V prvním přiblížení bývá zvykem komety rozdělovat na „krátkoperiodické“ (s periodou do 200 let) a „dlouhoperiodické“. Je pravda, že toto rozdělení je velmi hrubé a nic neříká o skutečném původu komety – díky přiblížením k planetám a jejich gravitačnímu rušení dráhy (to se týká zejména Jupiteru ) se dráhy i periody komet mění. Daleko přesněji lze komety rozdělit podle hodnoty tzv. Tisserandova parametru Tp. Tato veličina má přímý vztah k tzv. Jacobiho integrálu, což je jediný známý integrál pohybu v restringovaném problému tří těles (jedná se o zobecněnou energii, která v každém okamžiku nabývá stejné hodnoty). Hodnota parametru Tp zůstává (až na okamžiky těsného přiblížení komety k planetě) stále přibližně stejná, nezávisle na velikosti perturbace. Podle hodnoty Tp rozdělujeme komety na ekliptikální a komety s izotropním sklonem.

Mezi ekliptikálními kometami, tj. těmi, které obíhají přibližně v rovině ekliptiky, obecně s malými sklony, dále rozlišujeme komety Jupiterovy rodiny, dále objekty typu Chiron (objekty obíhající mezi drahami Jupiteru a Neptunu) a dále komety typu Encke (obíhají ve vnitřní části sluneční soustavy).

Domníváme se, že komety Jupiterovy rodiny jsou tělesa, která pocházejí z Kuiperova pásu. Transportní mechanizmus přitom není těžké objevit – podíváme-li se na strukturu současného Kuiperova pásu (Obrázek 2), zjistíme, že tělesa tzv. rozptýleného disku obíhají na drahách, jejichž přísluní leží vždy v blízkosti Neptunovy dráhy. (To je logický důsledek dynamických dějů, které provázely ono „vlétnutí“ Neptunu do planetezimálního disku. Dráhy rozptýlených těles se totiž musí vždy přimykat k dráze perturbujícího tělesa. Je dobré si uvědomit, že obecně platný princip kauzality nedovolí dráze perturbovaného tělesa, aby zcela „odskočilo“ od dráhy perturbující planety.)

 

Kuiperův pás

Obr. 2: Strukturu těles Kuiperova pásu odhaluje graf vlastních elementů planetezimál. Klasický pás, rezonanční populace a rozptýlený disk jsou pozůstatky dějů, které probíhaly v období migrace planet. Kentauři jsou tělesa rozptýleného disku, která po perturbaci Neptunem putují do vnitřních částí sluneční soustavy, aby se po několika milionech let připojila k rodině Jupiterových komet.

 

Protože je jednotkový moment hybnosti (vztažený na jednotku hmotnosti) těchto těles větší než jednotkový moment hybnosti Neptunu, dochází ve většině případů při přiblížení obou těles ke snížení energie planetezimály. Ta proto putuje do vnitřních částí sluneční soustavy, kde však obíhají další planety. Tento „skok“ se proto může ještě znovu opakovat u Uranu Saturnu – u Jupiteru však tato tělesa již skončí. Toto putování těles Kuiperova pásu znázorňuje Obrázek 3.

 

Jupiterovy rodiny

Obr. 3: Mechanizmus transportu těles Kuiperova pásu do vnitřních částí sluneční soustavy. Těleso rozptýleného disku (modrá dráha) je po těsném přiblížení k Neptunu „vymrštěno“ na oběžnou dráhu s perihelem u Uranu (zelená dráha). Po těsném přiblížení k Uranu se situace opakuje a těleso tak „poskakuje“ až k Jupiteru.

 

Transport komet z oblastí Kuiperova pásu (resp. rozptýleného disku) tedy vysvětluje nejen původ komet Jupiterovy rodiny, ale také přítomnost těles „na cestě“ – to jsou právě objekty typu Chiron, tzv. Kentauři. Typická doba transportu transneptunických těles do oblastí dráhy Jupiteru je v řádu jednoho milionu let, populace Kentaurů je tedy nestabilní a pokud by nebyla neustále doplňována tělesy z Kuiperova pásu, nemohli bychom ji vůbec pozorovat.

S druhou kategorií komet, tedy těch, které k nám přicházejí z Oortova oblaku, však zřejmě není vše úplně v pořádku. Alespoň si to myslí tým astronomů, vedený H. F. Levisonem, jedním z tvůrců modelu z Nice, který v polovině roku 2010 představil dosti exotickou možnost původu těles Oortova oblaku.

Levison ukazuje na rozpor mezi odhady počtu těles v Oortově oblaku a v rozptýleném disku. Protože populace obou těles spojuje společná minulost, lze z modelu odvodit přibližný poměr velikostí populace rozptýleného disku a Oortova oblaku. Tento poměr je přibližně roven 0,1, tzn. rozptýlený disk by měl obsahovat přibližně 10x méně těles než Oortův oblak.

Dolní mez odhadovaného počtu těles Oortova oblaku s průměrem větším než 1 km je přibližně 4×1011. K této hodnotě lze dospět porovnáním pozorovaného toku „nových“ komet s frekvencí a intenzitou perturbací způsobenou galaktickými slapy a blízkými hvězdami. Za předpokladu správného určení poměru mezi tělesy Oortova oblaku a rozptýleného disku by tedy měl rozptýlený disk obsahovat přibližně 4×1011 těles, odhady učiněné z pozorování (za předpokladu obvyklého rozdělení velikostí v populaci) ovšem dávají hodnotu pouhých 6×108 těles, tedy 70× méně, než kolik model předpovídá.

Levisonův tým proto přišel s myšlenkou, že by tělesa Oortova oblaku mohla z velké části pocházet z oblastí mimo sluneční soustavu – z období, kdy bylo Slunce součástí mladé otevřené hvězdokupy, a kdy mohlo do svého Oortova oblaku díky chaotickým pohybům planetezimál mezi těsnou formací hvězd „nachytat“ planetezimály, jež původně vznikly u jiných hvězd.

 

Záchyt

Procento komet z rozptýleného disku jedné hvězdy, které se zachytilo u ostatních hvězd na orbitách podobných drahám komet v Oortově oblaku. Barevné křivky představují simulace hvězdokup s různým obsahem mezihvězdného plynu (červená nejvíce, modrá nejméně. Obrázky a), b) a c) ukazují výsledku pro různé počáteční konfigurace hvězdokupy (počet hvězd N a průměr Rc).

Numerické simulace

Pro ověření pravděpodobnosti takového scénáře bylo provedeno několik simulací dynamického vývoje mladých hvězdokup o průměru od 0,3 do 1 pc, které obsahovaly 30 až 300 mladých hvězd. Kolem každé hvězdy byl vytvořen rozptýlený disk 100 planetezimál s drahami o velikosti velké poloosy v rozmezí 1 000 až 5 000 AU. V modelu bylo také uvažováno s přítomností mezihvězdného plynu, který byl po době 3 miliony let od počátku integrace vypuzen hvězdným větrem mimo hvězdokupu. Integrace pokračovala do doby, než střední vzdálenost mezi hvězdami narostla na 500 000 AU, tj. pětinásobek poloměru Oortova oblaku. Do této fáze dospěla integrace typicky v časové škále 10 až 50 milionů let. Po ukončení simulace byl spočítán poměr těles, která se z rozptýleného disku mateřské hvězdy dostala na typicky „oortovské“ dráhy u cizí hvězdy. Výsledek vidíme na Obrázku 4. Na jedné straně je patrné, že přibližně u 20 % hvězd se žádná taková tělesa nezachytila, na druhou stranu se u všech hvězd zachytilo až 26 % procent těles jednoho rozptýleného disku. Přitom byly pozorovány dva typy záchytů:

  • náhodné zachycení, ke kterému došlo ve chvíli, kdy se těsná konfigurace hvězd počala rozptylovat. Do té doby se planetezimály víceméně náhodně pohybovaly po celé hvězdokupě, jak je patrné z Obrázku 5.
  • přímý transport, ke kterému došlo během těsného průletu dvou hvězd. Tímto způsobem byl pozorován transport až 19 % populace rozptýleného disku hvězdy A do Oortova oblaku hvězdy B.

Hvězdokupa

Struktura otevřené hvězdokupy v čase t < 3×106 let. Hvězdy jsou vyznačeny žlutě, komety zeleně. Modře vyznačené komety se na konci integrace nacházely v Oortově oblaku červeně vyznačené hvězdy. Je patrné, že dokud je hvězdokupa kompaktní, jsou komety rozptýleny po celé hvězdokupě na chaotických (nekeplerovských) drahách.

 

Nyní nastala nejproblematičtější část konstrukce hypotézy – odhad množství těles, která mohla utvářet typický rozptýlený disk hvězdy. V případě našeho Slunce lze dospět k odhadu kolem 2×1013 planetezimál. Pokud je tento odhad správný, znamenalo by to, že typický Oortův oblak může obsahovat toto množství planetezimál, násobené účinností přenosu z rozptýleného disku cizí hvězdy. Pro výše uvedený odhad množství komet v Oortově oblaku vychází koeficient 0,03, což, jak ukazuje obrázek 4, není vůbec nereálné. Za předpokladu, že jsou uvedené předpoklady správné, dospíváme k fantastickému závěru, že až 90 % těles Oortova oblaku ve skutečnosti může pocházet z oblastí mimo sluneční soustavu!

 


Zdroje:

  1. Harold F. Levison et al.: Capture of the Sun's Oort Cloud from Stars in Its Birth Cluster, Science Express, 10 June 2010
  2. Southwest Research Institute: Many famous comets originally formed in other solar systems; ScienceDaily, 2010, June 11
  3. Jakub Rozehnal: Model planetární migrace; AB 19/2009
Sluneční soustava 6.12.2010 Jakub Rozehnal