Vyřazení Pluta z rodiny planet prospělo mnohému. Došlo k nápravě paradoxního stavu, kdy každý, kdo se jen trochu zajímal o astronomii, věděl, že Pluto není planeta, ale zároveň se děti ve škole stále nově učily odříkávat „… , Uran , Neptun , Pluto . Tahanice o Pluto však především vzbudily zájem v laických kruzích a tím možná prospěly planetární astronomii daleko více, než by si mnozí odborníci mysleli. Umožnily totiž širokou veřejnost informovat o současném pohledu na sluneční soustavu, která je v mnohém nahony vzdálena obecně zažitým a přijímaným tezím o jejím vzniku a vývoji. Pojem Kuiperův pás se tak dostal do povědomí veřejnosti mnohem rychleji, než by to stačily učinit nové učebnice.
|
Pluto – spolu s Charonem tvoří trpasličí dvojplanetu v Kuiperově pásu, která patří do rodiny plutoidů. Do roku 2006 byl Pluto řazen konvenčně mezi planety. V blízkosti jsou dva menší měsíce Nix a Hydra. Pluto oběhne Slunce jednou za 248 pozemských let po protáhlé, eliptické dráze. Kolem vlastní osy se otáčí v opačném smyslu, než obíhá. Jeho povrch, patrně složený z metanového ledu, dobře odráží světlo. Dráha Pluta je mimořádně excentrická, v některých obdobích je blíže ke Slunci než Neptun (1979-1999). Sklon dráhy k rovině ekliptiky je 17,1°. Sklon rotační osy od kolmice na rovinu dráhy je 122,5°. Pluto se, podobně jako Uran, odvaluje v rovině dráhy. Plutoidy – trpasličí planety za drahou Neptunu. Tato skupina těles byla definována v roce 2008 na zasedání Mezinárodní astronomické unie ve Stockholmu. K typickým zástupcům patří Pluto, Eris nebo Makemake. Plutina – objekty s oběžnou drahou podobnou Plutu a Charonu, která rezonuje s Neptunovou v poměru 2:3 (na dva oběhy plutin připadnou 3 oběhy Neptunu). Odhaduje se, že objektů s průměrem větším než 100 km je zhruba 1 400. Největšími zástupci jsou pochopitelně Pluto a Charon. |
V minulém čísle bylo řečeno, že jako jistou „úlitbu“ zastáncům Pluta coby planety schválila IAU na svém zasedání ve Stockholmu zavedení nové třídy plutoidů, tedy trpasličích planet za drahou Neptunu. Ovšem mnohem zajímavější je kategorie těles, která nese název velmi podobný – jedná se o tzv. Plutina.
Plutina
Plutina jsou tělesa blízkého Kuiperova pásu, která se nacházejí v rezonanci pohybů 3:2 s planetou Neptun. To znamená, že zatímco Neptun oběhne Slunce třikrát, rezonanční populace těles učiní okolo Slunce právě dva oběhy. Jinými slovy: po každých třech obězích Neptunu, resp. dvou obězích plutin zaujmou tato tělesa tutéž prostorovou konfiguraci. Jak vyplývá z názvu, největším představitelem těchto těles je právě trpasličí planeta Pluto. Mezi další členy této populace se řadí například planetka 90482 Orcus s průměrem 950 km.
Obr. 1: Graf elementů těles Kuiperova pásu (zde závislost excentricity dráhy tělesa na velké poloose jeho oběžné dráhy). Velmi dobře je patrná rezonanční populace plutin. Zdroj: H. F. Levison a kol., University of Arizona.
Za povšimnutí stojí poloha těchto těles vůči tzv. hranici stability, že jejich přísluní se shoduje s velkou poloosou Neptunu. Zdálo by se, že taková tělesa se nutně musí po čase s Neptunem srazit, nebo je alespoň blízké setkání gravitačně zcela destabilizuje a vynese je na extrémně výstředné nebo nezřídka hyperbolické dráhy. Ve skutečnosti je to ale právě rezonance, která tato tělesa před nepříjemným koncem zachrání. Pokud budeme pozorně sledovat tělesa, ke kterým se Pluto přiblíží, zjistíme, že je to poněkud překvapivě planeta Uran – k té se Pluto může přiblížit až na vzdálenost kolem 11 AU, zatímco minimální orbitální vzdálenost mezi Neptunem a Plutem je mnohem větší – dosahuje hodnoty přibližně 18 AU. Rezonanční populace plutin však není pouhou raritou. Její bližší studium nám poskytuje klíč k zajímavé minulosti sluneční soustavy.
Obr. 2: Dráhy těles v Kuiperově pásu. Červeně jsou označena plutina, modře
klasické objekty Kuiperova pásu a černě rozptýlené objekty Kuiperova pásu.
Pozdní fáze formování sluneční soustavy
Pozdní fáze formování sluneční soustavy byla popsána v AB 13/2009, kde bylo ukázáno, že planety zřejmě migrovaly na současné dráhy díky interakci s prstencem planetezimál, které již neakreovaly na větší tělesa. Tento disk měl původně hmotnost cca 35 MZ (hmotností Země ). Nejbližší tělesa tohoto planetezimálního disku obíhala těsně za drahou poslední planety (která se tehdy nacházela ve vzdálenosti 15÷17 AU ) a jeho okraj sahal do vzdálenosti přibližně 35 AU.
Pomalou migrací, způsobenou výměnou momentu hybnosti mezi planetami a planetezimálami a posléze působením rezonance Jupiteru a Saturnu, byly dráhy vnějších planet destabilizovány. To způsobilo, že Neptun měl doslova „vletět“ do disku planetezimál, kde byla jeho dráha působením dynamického tření v planetezimálním disku opět změněna na přibližně kruhovou, ovšem na vyšší oběžné dráze. Původní planetezimální disk byl z velké části rozptýlen do prostoru a v dané oblasti zůstalo jen nepatrné procento původních těles. Takováto stochastická událost musela ovšem nutně zanechat v dnešním Kiuperově pásu viditelný dynamický otisk. Je tedy dnešní Kuiperův pás opravdu pozůstatkem mnohem hmotnějšího planetezimálního disku?
Z hlediska výše uvedeného jsou důležité zejména tři následující vlastnosti Kuiperova pásu:
|
Rodney Gomes z Národní observatoře v Rio de Janeiru se spolupracovníky dospěl v roce 2005 k závěru, že současná pozice Neptunu a hmotnostní deficit Kuiperova pásu implikují, že protoplanetární disk původně končil na hranici 30 AU . Ve své studii migrace v takovém disku vědci ukazují, že planeta se nemusí zastavit na okraji disku. Ve skutečnosti, z důvodu nutnosti zachování momentu hybnosti během procesu migrace, závisí konečná pozice planety více na momentu hybnosti disku než na poloze jeho okraje.
Obr. 3: Průběh migrace Neptunu v šesti různých discích, rozprostírajících se ve vzdálenostech mezi 10 a 30 AU a s hmotnostmi od 20 do 100 MZ. Disk s hmotností 20 MZ má podkritickou plošnou hustotu, při které Neptun vykazuje tlumenou migraci a zastavuje se hluboko uvnitř disku. Disky s hmotností 30 a 35 MZ mají plošnou hustotu blízkou kritické hodnotě. V obou případech doputuje oblast disku ovlivněná Neptunovými perturbacemi k jeho okraji poté, co planeta dosáhne vzdálenosti přibližně 26 AU. Migrace planety je rychle utlumena blížícím se okrajem disku a její konečná poloha leží asi 2 AU od původního okraje disku, jehož část za planetou byla zcela rozptýlena. Disky s větší počáteční hmotností mají nadkritickou plošnou hustotu. V případě disku s hmotností 50 MZ planeta zastaví téměř na okraji disku a v ostatních případech až několik AU za jeho okrajem.
Rodney Gomes a jeho spolupracovníci zjistili, že disk s okrajem sahajícím přibližně do vzdálenosti 30 AU (přesná hodnota závisí na hmotnosti disku), může vysvětlit současnou hodnotu velikosti velké poloosy Neptunu. Navíc existuje nejméně pět mechanizmů, které mohly protoplanetární disk „oříznout“ v tak malé heliocentrické vzdálenosti ještě před akrecí planet:
|
Zdůrazněme, že malý poloměr oříznutého disku není v rozporu se skutečností, že se dnes Kuiperův pás rozkládá za hranicí 40 AU, protože mohl být vytlačen ven během migrace Neptunu. Kuiperův pás představuje důležitý test pro ověření platnosti modelu planetární migrace, tzv. modelu z Nice. Tento model totiž elegantně vysvětluje hlavní vlastnosti drah těles Kuiperova pásu, zejména pak přítomnost objektů zachycených v Neptunových rezonancích (viz Obr. 1) a náhlý konec klasického Kuiperova pásu v blízkosti rezonance 1:2.
Zachycení v rezonanci během migrace
Jedním z důsledků migrace planet je, že se příslušné oblasti rezonancí také pohybují. Během tohoto procesu mohou být planetezimály, které se dostanou do oblasti rezonance, v této oblasti zachyceny. Vývoj interakce částic s pohybující se rezonancí velmi citlivě závisí na počátečních podmínkách, povaze rezonance, rychlosti vývoje, případných disipativních procesech, atd. Model, jehož vlastnosti byly podrobněji popsány, je model jediné rezonance v adiabatické aproximaci (doby přesunu jsou krátké vzhledem k ostatním dějům). V tomto případě byla pravděpodobnost zachycení v rezonanci vypočítána semianalyticky. Obecně může dojít k rezonančnímu zachycení ve vnější rezonanci, pokud se planeta pohybuje směrem ven, a ve vnitřní rezonanci, jestliže se planeta pohybuje směrem dovnitř.
Je namístě podotknout, že i když nastane jeden z uvedených případů, nemusí k záchytu v rezonanci dojít. Například zachycení do rezonance 2:3 s Neptunem nastane podle adiabatického modelu s určitostí jen v případě, že Neptun migruje směrem ven a počáteční excentricita planetezimály je před přiblížením k rezonanci menší než přibližně 0,03. Pravděpodobnost záchytu se zvyšujícími se excentricitami monotónně (ale ne lineárně) klesá.
Jestliže je objekt zachycen v rezonanci, pak se nadále pohybuje zároveň s ní. Komplikace nastává, pokud se v planetezimálním disku, přes který planeta migruje, objeví relativně velká tělesa. Zachycení v rezonanci vyžaduje, aby migrace planety byla hladká. Jestliže planeta skokově změní svoji hlavní poloosu díky setkání s jinou planetou nebo velmi hmotnou planetezimálou, skokově se změní i místo rezonance. Jestliže je amplituda těchto skoků stejného řádu jako šířka rezonance nebo vyšší, tělesa zachycená v rezonanci budou uvolněna. Model stochastické migrace v planetezimálním disku byl nedávno vyvinut Ruth Murray-Clayovou a Eugenem Chiangem (2006).
V průběhu migrace se excentricita objektu monotónně zvyšuje rychlostí určenou rychlostí migrace planety. Těleso se ale v oblasti rezonance nemusí nacházet neomezeně dlouhou dobu, protože (je-li jeho excentricita dostatečně vysoká) může dojít k blízkým přiblížením k planetě. V případě migrace planety diskem jsou tedy planetezimály zachytávány v oblasti její rezonance a pohybují se společně s ní. Zároveň však narůstá jejich excentricita až do okamžiku, kdy dosáhne meze stability, nad níž jsou planetou rozptýleny.
Rezonanční populace zůstává v přibližně početně ustáleném stavu takovou dobu, po jakou se oblast rezonance nachází v disku, protože zatímco objekty s vysokou excentricitou rezonanci opouštějí, nové do ní vstupují. Pokud ale rezonance překročí hranici disku, není již dále doplňovaná novými tělesy a rezonanční populace se s dalším pohybem rezonance směrem ven postupně rozpadá. Minimální excentricita těles rezonanční populace tedy postupně narůstá a relativní zastoupení těles s malou excentricitou postupně klesá. Uvážíme-li, že nejdříve zachycená tělesa dosáhnou při pokračující migraci planety nejvyšších excentricit, lze z této skutečnosti odvodit některé parametry migrace. Renu Malhotra (1995) tak rozborem excentricit těles v Kuiperově pásu v rezonanci 2:3 zjistila hodnotu emax =0,25, z čehož odvodila, že Neptun migroval nejméně o vzdálenost 7 AU.
Z důvodů diskutovaných výše model z Nice předpokládá konec protoplanetárního disku na hranici přibližně 30 AU. Z toho plyne, že Kuiperův pás, který dnes pozorujeme, musel být vytlačen směrem ven během vývoje dráhy Neptunu. Když excentricita dráhy Neptunu dosahovala dočasně excentricity asi eN = 0,3, jeho oblasti rezonancí byly ve velké poloose velmi široké. Numerické simulace ukazují, že pro eN > 0,2 je celá oblast uvnitř 1:2 rezonance vyplněna vzájemně se překrývajícími rezonancemi vyšších řádů, a je proto zcela chaotická. Následně se proto může naplnit částicemi disku rozptýlenými Neptunem a migrovat spolu s ním směrem ven, k větším velkým poloosám. Jak Neptunova excentricita díky interakci s planetezimálami klesá, mnoho z těchto těles je v Kuiperově pásu zanecháno na nerezonančních drahách. Díky tomu, že se na počátku nacházela rezonance 1:2 až za okrajem disku, vytvořila přirozenou hranici zachycené populace.
Jak vidno, Pluto svojí degradací vůbec neztratil na důležitosti. Naopak, je tělesem, které nám má mnohé co říci nejen samo o sobě, ale vnáší světlo až ke kořenům vzniku sluneční soustavy.
Obr. 4: Oortův oblak a Kuiperův pás. Zdroj: NASA.
3. Renu Malhotra: Dynamical Issues – Semimajor Axes; University of Arizona materials, 2004.
