Poslední opravdové planety III

V tomto závěrečném pokračování našeho miniseriálu o posledních opravdových planetách se zaměříme na současné teorie vzniku planetárních systémů a na lidské úsilí při zkoumání periferních oblastí sluneční soustavy.

Studium vnějších obřích planet a těles Kuiperova pásu je nesmírně důležité pro potvrzení teorií o vzniku našeho planetárního systému. Uran s Neptunem se totiž nacházejí v takových oblastech sluneční soustavy, kde jsou díky velkým časovým dynamickým škálám a nízké počáteční hustotě hmoty nastaveny dosti nevhodné podmínky pro vznik těles s hmotností 15 – 17 násobku hmotnosti Země.

Numerické simulace vzniku planetárních systémů z posledních let ukazují na možnost vytvoření těchto planet v zóně mezi planetami Jupiter a Saturn. Teprve poté, co Jupiter získal svůj plynný obal, byly tyto planety vymrštěny jeho gravitací na okraj sluneční soustavy.

Standardní teorie vzniku těles planetární hmotnosti akrecí z protoplanetárního disku vznik Uranu a Neptunu nepopisuje příliš přesvědčivě, neboť proces akrece planetezimál v prostředí s velmi nízkou hustotou a relativně malou centrální gravitací je v této vzdálenosti krajně neúčinný. Numerické simulace z let 1999 až 2001 [Levison, Fernandez a další] ukázaly, že v období prvních sta milionů let vývoje sluneční soustavy, tedy v době, kdy již byly finálně dotvořeny všechny terestrické planety, došlo ve vzdálenostech nad 20 AU od Slunce jen k nepatrné akreci hmoty. Časové škály, potřebné ke vzniku planet rozměrů Uranu a Neptunu pak dokonce převyšují odhadovanou dobu existence sluneční soustavy.

Simulace vývoje hlavní poloosy dráhy (silně), perihélia (slabě) a afélia (tečkovaně) čtyř protoplanet s počáteční hmotností 10 MZ a počáteční polohou 5÷10 AU od Slunce. Konečná podoba simulace ukazuje překvapivou shodu s dnešní podobou sluneční soustavy. Jupiter je značen černě, Saturn modře, Uran zeleně a Neptun červeně.

Výsledky osmi setů simulací vývoje v časové škále 5×106 let (B–G), respektive 107 let (A, H). Na vodorovné ose je vynesena velká poloosa, na svislé excentricita. Pozoruhodné jsou velmi podobné výsledné vzdálenosti velkých planet a jejich srovnání se skutečností. Dále si lze všimnout chybějících malých těles s vyšší excentricitou za hranicí 30 AU – ta byla většinou „pochytána“ nejvzdálenější planetou, neboť jejich perihélium leželo ve vzdálenosti její hlavní poloosy.

Výsledkem provedených simulací byly až v polovině případů(!) konfigurace, které byly překvapivě podobné současnému uspořádání sluneční soustavy. Ukazovaly vznik čtyř až šesti zárodků planet o hmotnosti 10 Zemí a vyšší, z nichž se posléze jedno až dvě staly dominantními. Jejich gravitací byla pak zbylá tělesa vymrštěna na vyšší eliptické dráhy, odkud vlivem dynamického tření v protoplanetárním disku posléze přešla na víceméně kruhové orbity.

Přiznejme ovšem, že simulace mohou vycházet z dosti odlišných počátečních podmínek, které nejsou doposud přesně stanoveny. Shodu všech evolučních teorií planetárních systémů nenajdeme ani v tak zásadní věci, jako je nutný předpoklad existence pevného (kamenného) jádra, které způsobí následnou gravitační akreci chladných plynů. Zatímco teorie vznikající v sedmdesátých letech minulého století předpokládaly pro vznik Jupiteru a Saturnu existenci jader o 5÷10 násobku hmotnosti Země, studie z konce 20. století [např. Guillot, 1999] ukázaly, že ke vzniku obřích planet včetně Jupiteru mohlo dojít již v ranném období fragmentací zárodečného oblaku gravitačními nestabilitami. Numerické simulace vzniku těles na okraji sluneční soustavy vycházejí z dřívějších teorií a předpokládají přítomnost víceméně pevných jader Jupiteru a Saturnu o velikosti 10ti násobku hmotnosti Země. Otázkou ovšem je, proč tak hmotná tělesa vznikla v odlehlejších partiích protoplanetárního disku, tedy v místech s mnohem nižší hustotou (co do počtu částic na objemovou jednotku) než v blízkosti centrální hvězdy. Jedním ze spouštěcích mechanismů kondenzace obřích jader je zřejmě přítomnost „sněžné čáry“, tedy jakési přirozené hranice, za kterou dochází ke krystalizaci vodního ledu z vodních par. Právě difúze vodních par z nitra protoplanetárního disku a jejich následné vymrzání na prachových kondenzačních jádrech může vést k prudkému nárůstu lokální hustoty v okolí hranice 5 AU, tedy ve vzdálenosti planety Jupiter [Stevenson, 1988].

Fáze vniku planety lze rozdělit na základní tři etapy: V první fázi hmotnost pevného jádra narůstá do chvíle, kdy těleso „vyčistí“ své nejbližší okolí. Ve druhé fázi je již nárůst hmotnosti mnohem pomalejší, a nad zachytáváním pevných částic z okolí začíná postupně převládat akrece plynů. Po čase (v řádu několika milionů let) je již množství plynu a pevných částí v planetě v rovnováze. Poté nastupuje třetí fáze, během které dojde v průběhu řádu stovek tisíců let k akreci zbylých plynů. Vzhledem k tomu, že v hustších částech disku dochází k akreci rychleji, zdá se velmi pravděpodobné, že v případě sluneční soustavy nejrychleji vznikala planeta Jupiter, což by vysvětlovalo její dominantní postavení, díky kterému stačili její „rivalové“ pochytat až řádově menší množství plynu.

Při rychlém nárůstu hmotnosti dominantní planety dojde k několikanásobnému rozšíření tzv. Hillova poloměru (oblasti, ve které jsou dráhy těles pod daným poloměrem stabilní vůči okolním objektům). Gravitační perturbace drah okolních protoplanet jsou proto velmi pravděpodobné, a tato tělesa se dostanou na dosti excentrické dráhy, které nakonec vyústí ve vyvržení těchto těles za dráhy Jupiteru a Saturnu, kde dojde ke kontaktu s akrečně méně vyvinutými částmi disku, sestávajícími z relativně velkého množství málo hmotných těles. Jejich působením na těleseo s vysoce excentrickou dráhou dochází k efektu dynamického gravitačního tření, díky kterému se dráha vyvržených těles postupně „zakulatí“.

Gravitační vypuzení protoplanet rozměrů plynných obrů z okolí Jupiteru je děj, který musí nutně zanechat silný otisk v dynamice okolního planetezimálního disku. Kuiperův pás je proto přirozeným místem, kam bychom měli zaměřit svou pozornost ve snaze najít důkaz pro popisovanou teorii.

Kuiperův pás malých těles za drahou Neptunu.

Kuiperův pás spolu se vzdálenějším Oortovým oblakem: D. K. Yeoman (NASA/JPL).

V případě platnosti popsaného scénáře se musela tělesa v odlehlých částech disku, která byla dosud na víceméně kruhových drahách, dostat do oblasti gravitačního rušení vysoce excentrickým jádrem budoucího Uranu a zejména Neptunu. Právě gravitačním působením těchto velkých jader došlo k rozptýlení menších těles na dráhy s vysokou excentricitou. Pro podpoření této hypotézy by svědčil fakt, že mnoho „bližších“ těles Kuiperova pásu obíhá v rezonanci 2:3 s Neptunem. Tímto způsobem však není možné vysvětlit vysoký sklon oběžných drah těchto těles za hranicí 40 AU. Podrobnější simulace ukázaly, že systém s charakteristikami Kuiperova pásu by mohl vzniknout například gravitačním působením planety s hmotností Uranu, obíhající na dráze s velkou poloosou 45 AU, excentricitou 0,25 a sklonem 25°, která by se v systému udržela alespoň několik milionů let a poté byla odmrštěna zcela mimo naši soustavu.

Konvenční pohled na vznik vzdálených plynných obrů – Uranu a Neptunu – klasickou akrecí plynu na kamenná jádra ve vzdálenostech dnešních oběžných drah těchto planet je tedy krajně nepravděpodobný. Numerické simulace ukázaly, že za drahou Saturnu nemohou v časově přijatelné škále (doba existence sluneční soustavy) vzniknout tělesa těžší desetinásobku hmotnosti Země.

V kontextu výše uvedeného je zajímavé měření poměrů deuteria a vodíku v atmosférách Uranu, Neptunu a některých komet. Obecně platí, že čím dále od Slunce těleso vznikalo, tím větší je u něho poměr D/H. Nedávná pozorování v infračervené oblasti spektra ukázala, že poměr D/H je u plynných obrů asi třikrát menší než u komet Halley, Hyakutake a Hale-Bopp. O těchto kometách a obecně tělesech Oortova oblaku se soudí, že pocházejí právě z oblastí, kde dnes obíhají planety Uran a Neptun. Nižší poměr D/H u Uranu a Neptunu tedy nezávisle podporuje domněnku, že obě planety vznikaly blíže ke Slunci, v dnešní oblasti mezi Jupiterem a Saturnem.

Kometa Hyakutake z roku 1996. Zdroj: R. Scott, J. Orman.

V lednu 2006 nastoupila svou nejméně patnáctiletou pouť sonda New Horizons. Do tohoto půl tuny vážícího přístroje za tři čtvrtě miliardy dolarů vkládáme mnoho nadějí, neboť cílem sondy je právě studium Kuiperova pásu, samozřejmě včetně jeho nejznámějšího zástupce – Pluta. Které další těleso sonda navštíví zatím není jasné a rozhodnuto bude v průběhu následujících let mj. na základě „zdravotního stavu“ sondy. Prvním cílem sondy je již obligátně planeta Jupiter, která sondě udělí dodatečné zrychlení o 4 km/s. První snímkování Pluta a Charonu je plánováno ze vzdálenosti kolem 100 milionů kilometrů, tedy asi 200 dní před průletem, ke kterému dojde ve vzdálenosti 9 600 km nad povrchem planety rychlostí okolo 14 km/s. Plánováno je snímkování jak ve viditelné oblasti spektra, tak v jeho blízké infračervené části s rozlišením až 60 metrů na pixel. Připraveny jsou samozřejmě i experimenty s UV spektrometrem, analyzátorem prachových částic a analyzátory magnetického pole a slunečního větru. Nelze než doufat, že přístroje sondy budou v dobré kondici – pak se jistě dočkáme odpovědí na mnohé otázky, které zde byly vyřčeny, ale prozatím zůstávají bez odpovědi.

Konec