Poslední opravdové planety I

V březnu 2006 uplynulo 225 let od objevu Uranu, planeta Neptun oslavila své 160. narozeniny v září 2006. Okrajové partie sluneční soustavy však stály po dlouhou dobu bohužel i na okraji zájmu nejen vědecké veřejnosti. Informace z nejbližšího okolí posledních dvou planet sluneční soustavy tak pocházely od jediné sondy, legendárního Voyageru 2, a jak je již zvykem, průlet jediné sondy obvykle nastolí mnohem více otázek, než na kolik jich stačí odpovědět. Shrňme si proto v tomto třídílném seriálu základní fakta o nejvzdálenějších planetách a pokusme se naznačit směry, kterými bychom měli pátrat po klíči k odhalení jejich dosud pečlivě střeženého tajemství.

Uran byl objeven Williamem Herschelem v noci 13. března roku 1781, přítomnost planety však zaznamenal již téměř o sto let dříve John Flamsteed, když jej roku 1690 zanesl do svého katalogu jako jednu z hvězd souhvězdí Býka s pořadovým číslem 34. Sám Herschel, který planetu objevil svým třinácticentimetrovým zrcadlovým dalekohledem, pojmenoval nový objekt „Jiřího hvězdou“, po svém mecenáši a chlebodárci, britském králi Jiřím III. Toto pojmenování se však neuchytilo. Krátkou dobu přežívala na kontinentě nově objevené planeta pod prostým názvem Herschel, na počátku 18. století byla však již většině známa jako Uran.

Již v malém dalekohledu snadno rozeznáme kotouček planety, který v zorném poli větších přístrojů dostane dobře viditelný modrozelený nádech, způsobený stopovým množstvím metanu v atmosféře planety. U planety bylo doposud objeveno 27 měsíců. Největší z nich – Titania, Ariel, Umbriel a Oberon jsou klasickými zástupci prototypu ledových měsíců. Velmi zajímavý je ovšem menší měsíc Miranda, na jehož povrchu najdeme obrovské množství zdánlivě nesourodých geologických útvarů, vytvářejících dojem, že měsíc byl „poslepován“ z několika různých částí.

Nesporně unikátní je rotace Uranu a poloha jeho magnetické osy. Sklon rotační osy je dokonce větší než 90°, pokud nechceme jeho rotaci chápat jako retrográdní. Důvod této anomálie je nejasný, nejčastěji je diskutována možnost srážky Uranu s nějakým velkým tělesem v období utváření sluneční soustavy.

Snímky obou polokoulí Uranu, pořízené adaptivní optikou Keckova dalekohledu, které vznikly složením monochromatických obrazů v blízké IR oblasti (1,26÷2,1 μm), získaných 11. a 12.7.2004.

Osové extrémy Uranu a Neptunu mohou mít původ ve stavbě nitra planet a v událostech, jež vznik planet provázely. Z gravitačních odchylek poloh Voyageru se podařilo odvodit model tzv. částečné diferenciace nitra Uranu, kterému nejlépe odpovídá scénář asimilace planetezimál na jádro planety obalené plynem. To dobře souhlasí s moderními teoriemi vzniku ledových planet, viz dále.

Díky extrémnímu sklonu rotační osy se Uran během svého oběhu střídavě přiklání ke Slunci oběma póly a rovníkem a póly pak paradoxně dostávají od Slunce větší množství energie než rovníkové oblasti. Přesto jsou rovníkové oblasti ve skutečnosti teplejší než póly. Původ mechanismu, který redistribuci energie zajišťuje, dosud není znám. Každopádně lze říci, že způsob rotace planety má zásadní vliv na proudění atmosféry. Snímky planety, pořízené při průletu sondy Voyager 2 roku 1986, kdy byla planeta ke Slunci natočená jedním z pólů, neukazují žádné výraznější atmosférické útvary, kdežto snímky pořízené pomocí Hubbleova kosmického dalekohledu (HST) či dalekohledů Keck v období, kdy je planeta ke Slunci natočena rovníkem, naznačují přítomnost klasické pásové struktury.

Mezi další, prozatím ne zcela odhalená tajemství planety, patří její nitro. Bohužel data, pořízená Voyagerem během jeho průletu nejsou pro výpočet modelu nitra planety zcela dostačující. I tak je ale zřejmé, že nitro planety nejeví známky úplné diferenciace, jak bychom mohli předpokládat v analogii k Jupiteru nebo Saturnu. Dřívější modely předpokládaly v hloubkách kolem 7 500 km plášť z vodního, amoniakového a metanového ledu o tloušťce přibližně 10 000 km, který obklopuje křemičitanové jádro o velikosti zhruba srovnatelné se Zemí. Teplota v nitru dosahuje asi 7 000 K, takže jádro je tekuté a mělo by efektem samobuzeného dynama vytvářet silné magnetické pole. Skutečný mechanismus vzniku magnetického pole planety je však nejasný, zejména proto, že magnetická osa je vůči ose rotace nakloněna o úhel 60° a navíc je posunuta o 1/3 poloměru od centra planety. Z tohoto důvodu se soudí, že hlavním zdrojem magnetického pole jsou procesy probíhající v relativně malých hloubkách pod povrchem, přičemž primordiální zdroj magnetického pole zřejmě neleží ve středu planety. To opět odpovídá tomu, že nitro planety nemůže být zcela diferencováno.

Roku 1977 byly nepřímo objeveny nejjasnější prstence Uranu. Stalo se tak při pozorování zákrytu hvězdy kotoučkem planety, kdy jasnost hvězdy několikrát měřitelně poklesla ještě před samotným zákrytem. Stejný jev nastal i po východu hvězdy zpoza kotoučku Uranu. Další prstence zachytila již i opticky sonda Voyager 2, a poslední přírůstky do rodiny prstenců zaznamenal HST – nejdříve roku 2003 a posléze i letos na jaře. Právě naposledy objevené prstence jsou zajímavé tím, že mají oproti ostatním dvojnásobný rozsah a navíc jsou složeny z prachových zrn stejné velikosti, což způsobuje rovnoměrný rozptyl slunečního světla a prstence jsou proto „barevné“.

Srovnání prstenců Saturnu (nalevo) a Uranu (napravo). Měřítka byla upravena tak, aby velikosti planet byly stejné. Polohy jednotlivých prstenců jsou překvapivě podobné. Původ vnějšího prstence Saturnu byl dlouho spojován s předpokládanými ledovými gejzíry na měsíci Enceladus (průměr 500 km), které byly potvrzeny sondou Cassini roku 2005. Také vnější prstenec Uranu vykazuje vazbu na měsíc Mab. Ten však se svým průměrem 20 km nemůže být geologicky aktivní a původ materiálu prstence je proto třeba hledat jinde.

A k čemu všemu může být užitečný Uran? Na tuto na první pohled absurdní otázku lze dát také na první pohled absurdní odpověď: ke studiu temné hmoty. Tato pro mnohé překvapivá souvislost má kořeny v extrémně malé produkci tepla v nitru planety ve srovnání s ostatními plynnými obry. Zejména skutečnost, že Uran produkuje až desetkrát méně tepla než Neptun, je do očí bijící.

Jedním z možných kandidátů na částice temné hmoty jsou takzvané SIMP (Strongly Interacting Massive Particles). Existence těchto částic byla jedním z možných vyřešení problému ultravysokoenergetického kosmického záření. Právě anihilace těchto částic by podle teorie mohla být zdrojem znatelné části produkce tepla v obřích planetách. Výpočty však ukazují, že pokud by skutečně k anihilaci docházelo, musela by být produkce tepla u planety Uran až o řád vyšší. Fakt, že tomu tak není, existenci těchto částic nepřímo vylučuje, a to alespoň v rozsahu hmotností od 150 MeV do 1 GeV [Mitra, 2004].