Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 50 – vyšlo 13. prosince, ročník 2 (2004) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

50/2004

Vznik planet

Jiří Hofman

Doba vzniku planety Země je již poměrně dobře známá. Stalo se tak před zhruba 4,6 miliardami let. Nicméně přesný mechanismus jejího vzniku stále zahaluje závoj tajemství. Některé hypotézy byly již zcela překonány. Nejznámější z nich je zřejmě teorie, že planety vznikly z prachu a plynu vytrženého z hvězdy díky slapovým silám způsobeným blízkým průchodem nějaké jiné hvězdy. Můžeme si oddechnout, protože tato hypotéza měla nepříjemný důsledek. Planet by ve vesmíru bylo velmi málo. Planety jsou ve skutečnosti zřejmě velmi běžná tělesa. Včetně planet podobných Zemi.

Mikrogravitace – prostředí, kde je gravitační působení velmi nepatrné a blíží se tzv. stavu bez tíže. Fraktální dimenze, fraktál – charakteristika geometrických objektů s neceločíselnou dimenzí. Například pobřeží členitého ostrova má dimenzi mezi 1 a 2. Brownův pohyb – neuspořádaný pohyb malých částeček v kapalině nebo v plynu, jehož příčinou jsou nárazy molekul na tyto částečky. Pohyb Brownovy částice je důsledkem neuspořádaného pohybu molekul prostředí. Střední rychlost Brownovy částice roste s teplotou, se zmenšením viskozity prostředí a se zmenšením rozměru částic. Protoplaneta, planetesimála – předchůdce planety. Je tvořena pevným materiálem o rozměru několika kilometrů. Jedná se o kusy ledu nebo balvany nepravidelných tvarů. SST (Spitzer Space Telescope) – infračervený dalekohled o průměru 85 cm vynesený na heliocentrickou oběžnou dráhu v roce 2003. Dalekohled je chlazený kapalným héliem a má spektrální rozsah 3÷180 μm. HST (Hubble Space Telescope) – Hubbleův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze  kolem Země, kde byl umístěn ve výšce 614 km v roce 1990. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska formování planet se HST zapsal do dějin prvními snímky protoplanetárních disků v letech 1993 až 1995. WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2) – širokoúhlý fotoaparát na palubě HST, který byl instalován v roce 1993 při první servisní misi, kdy nahradil starší širokoúhlý fotoaparát. Rozlišení je 0,05″, fotoaparát obsahuje 4 CCD matice po 640 000 pixlech. Ze spektrálního rozsahu 115÷1100 nm může být vybrán úzký obor pomocí padesáti filtrů. Keckův dalekohled – největší optický dalekohled na světě (2×10 m, 1996). Pojmenován podle W. M. Kecka. Je umístěn je na Havajských ostrovech, na hoře Mauna Kea. Je schopen práce i v IR oboru. Jde o dva dalekohledy, každý váží 300 tun. Zrcadlo každého dalekohledu má průměr 10 metrů a skládá se z 36 šestiúhelníkových prvků. První zrcadlo zprovozněno v roce 1993, druhé v roce 1996. V březnu 2001 zprovozněn kombinovaný (interferometrický) režim. HET (Hobby-Robert E. Eberly Telescope) – optický dalekohled umístěný na McDonaldově observatoři v Texasu. Do provozu byl uveden v roce 1997. Je zkonstruován z 91 jednometrových šestiúhelníkových zrcadel. Celkový užitečný průměr má 9,2 m, výsledné zrcadlo má rozměry 10 m × 11 m a je pohyblivé jen v azimutu, navádění je zprostředkováno pohybem sekundárního zrcadla. Hmotnost dalekohledu je 80 tun. Tykadla – kolize dvou galaxií NGC 4038/4039 v souhvězdí Havrana. HST zde objevil přes 1 000 jasných mladých hvězdokup vznikajících v důsledku srážky. Vzdálenost útvaru je 63×106 l.y. V oblasti srážky se nacházejí filamenty tmavého prachu.

Uznávaná teorie

Dnes obecně uznávaná teorie předpokládá vznik soustav podobných naší Sluneční soustavě smršťováním zárodečné mlhoviny – velmi rozsáhlého oblaku plynu a prachu o průměru zhruba 1 světelný rok. Původní hustota takové pramlhoviny byla jen několik tisíc atomů v krychlovém centimetru.

Jak ukazují naše pozorování, ne všechen plyn a prach z pramlhoviny se spotřebuje na stavbu hvězdy. Molekuly prachu a plynu mají svou vnitřní energii a chaoticky se pohybují. Brání tak smršťování. Přesto ke smršťování dojde. Mlhovina září a ztrácí tak svou energii. Molekuly plynu září v čárovém spektru a přispívají tak k ochlazování jen velmi málo. Zato prach září v kontinuu a ochlazuje mlhovinu velmi razantně. Velmi důležitou podmínkou ke smršťování bývá nějaká vnější porucha, třeba rázová vlna od blízké supernovy, přechod mlhoviny ramenem spirální galaxie nebo vzájemné prolínání dvou galaxií (například Tykadla). Tyto události velmi často nastartují úplnou porodnici nových hvězd a jejich planetárních systémů. Podle posledních výzkumů může být počáteční impuls i elektromagnetické povahy.

Novinky z planetárních porodnic

První zárodky budoucích planet, tzv. protoplanetární disky, byly vyfotografovány již v roce 1993, podrobné snímky pořídil HST v roce 1995. Tohoto roku se v odborném tisku objevilo několik zásadních článků, které upravují naše představy o vzniku planet.

Hvězdná a planetární porodnice v mlhovině M42 v souhvězdí Orionu. Z prachu a plynu se formují zárodky budoucích hvězd, tzv. globule (označené šipkami). Napravo je označena již zrozená hvězda s typickou rázovou vlnou vzniklou interakcí mezihvězdného toku částic s atmosférou hvězdy. Zdroj: HST, WFPC2, 1995.

Jeden z prvních snímků protoplanetárních disků kolem vznikajících hvězd. Současně s hvězdou vzniká v jejím okolí plynoprachový disk, ze kterého se z planetesimál formují planety. Snímky pořídil John Bally pomocí kamery WFPC2 na Hubblově kosmickém dalekohledu již v roce 1995. Portrét vlevo zachycuje rozsáhlý disk na který se díváme z boku (průměr asi tisíc AU), vpravo je pak podobný útvar, ovšem při pohledu shora (průměr 225 AU). Temné jsou proto, že se na ně díváme na pozadí výrazně světlé Velké mlhoviny v Orionu. Pozorování na různých vlnových délkách (v rozmezí 0,2 μm až 1,9 μm) přitom ukázala, že prachové částice, ze kterých jsou obálky složeny, musí být mnohem větší než vlnová délka světla, nejméně 10 μm. Velikost částic lze odhadnout na základě toho, jak rozptylují procházející světlo mlhoviny.

Planetesimála u mladé hvězdy

V březnu tým z Pensylvánské státní univerzity oznámil pozorování pádu planetesimály na velmi mladou (okolo 100 000 let) hvězdu LkH_α234 typu Herbig Be v mlhovině NGC 7129. Hvězda je asi 1 250 parseků daleko od Země. Samozřejmě, že pozorování nebylo možné uskutečnit přímo (ani použitým 9,2 metrovým Hobbyho-Eberleyho dalekohledem), ale spektroskopická pozorování nám také mohou odhalit mnohé. Tým pozoroval záření hvězdy na třech emisních či absorpčních čarách – Na_D, He I a H_α. Červené a modré posuny těchto čar jsou důsledkem procesů na hvězdě a v jejím blízkém okolí.

Z pozorování je jasné, že záření na čáře Na_D vzniká za zcela jiných okolností než na obou zbývajících čarách. 13. 10. 2003 byl v okolí sodíkové čáry detekován zvláštní červeně posunutý úbytek intenzity, o které tým usoudil, že je důsledkem zřícení tělesa na hvězdu. A protože by nebylo možné, aby v těsné blízkosti bylo těleso menší než 100 km, jedná se o první důkaz existence planetesimál u takto mladé hvězdy. Pravděpodobnost existence terestrických (Zemi podobných) planet je po tomto objevu opět o něco vyšší.

Záření hvězdy LkH_α234 na spektrální čáře Na_D. Na vodorovné ose je relativní rychlost odpovídající posunu čáry, na svislé ose je tok normalizovaný k hvězdnému pozadí. Datum měření je uvedeno u každého spektra. Povšimněte si nápadného útlumu a navýšení intenzity v červených oválech. Zkratkou RAC je označena červeně posunutá komponenta. Poslední spektrum je spektrum mezihvězdné absorpce pořízené dříve pro srovnávací účely. Zdroj: Pennsylvania State University, 2003.

Velká planeta u mladé hvězdy

V květnu 2004 přišel Dan Watson z Rochesterské univerzity s myšlenkou, že i velké planety se mohou objevit v blízkosti velmi mladých hvězd. Na svou podporu využil pozorování Spitzerova vesmírného dalekohledu, který sledoval 400 světelných let vzdálené molekulární mračno v souhvězdí Býka a rodící se hvězdy v něm. Obvykle je kolem protohvězdy disk plynu a prachu, který září v celém spektru. Jen tu a tam je spektrum takovéhoto disku přerušené malým úbytkem v intenzitě, který ukazuje na kusy ledu absorbující část světla.

Avšak u hvězdy CoKu Tau 4 naměřil SST něco jiného. Pořádný kus spektra chybí. Dan Watson to vysvětluje jako mezeru v disku. A takováto mezera je podle něho způsobena přítomností velké planety. Ta by se podle současných představ formovala nejméně 4 milióny let. Ale hvězda CoKu Tau 4 je sotva půldruhého miliónu let stará. Poprvé jsme pozorovali planetu o velikosti řádově Jupitera u takto mladé hvězdy. Velká planeta v systému svým způsobem provádí určitý úklid smetí a chrání tak menší planety před smrtícím bombardováním komet a planetek, které vzniknou v raných stádiích vývoje soustavy. Pravděpodobnost života ve vesmíru se opět o něco zvýšila.

Zárodky planet u nových hvězd jsou běžné

Další novinka na sebe nenechala dlouho čekat. V srpnu 2004 Michael Liu z Havajské univerzity pracující s velkým Keckovým dalekohledem zveřejnil svá pozorování vnitřního disku hvězdy AU Mic (souhvězdí Mikroskop na jižní obloze). Tento trpaslík spektrální třídy M je ve vzdálenosti asi 10 parseků a je starý asi 12 miliónů let. Vnitřní disk kolem hvězdy zabírá prostor od 15 do 80 AU od hvězdy. Zde se zdá vhodné připomenout, že vzdálenost 50 AU odpovídá vzdálenosti Kuiperova pásu v naší sluneční soustavě.

Keckův dalekohled schopný v tomto případě dosáhnout rozlišení 0,4 AU na pixel našel v disku asymetrii a ostrou změnu ve struktuře ve vzdálenosti 32 AU. Disk také obsahuje další prostorově umístěné výraznější a temnější oblasti. Všechny tyto vlastnosti ukazují na přítomnost a vliv nám neviditelných větších těles podobných objektům, které očekáváme od procesu formování planet. Tato tělesa mají zřejmě velmi excentrickou dráhu. Měření bylo porovnáno s předchozími měřeními podobné hvězdy β Pic (v souhvězdí Malíře na jižní obloze) a zjistilo se, že jejich disky jsou velmi podobné. Dá se tedy předpokládat, že vznik planet je velmi běžným jevem.

Radiální struktura disku hvězdy AU Mic. Horní je ze severozápadní části (NW), dolní z jihovýchodní (SE). SE část je zrcadlově převrácená. Jak asymetrie mezi oběma částmi, tak složitá vnitřní struktura, je evidentní. Zdroj: University of Hawaii.

Formování planet je divoké, pomalé a ledabylé

Další objevy Spitzerova vesmírného dalekohledu byly oznámeny již velmi záhy. V říjnu tým z Arizonské univerzity v Tucsonu publikoval článek o způsobu, jakým se planety vytvářejí. Pomocí Spitzerova vesmírného dalekohledu prohlédli vědci 266 blízkých hvězd, přičemž u 71 z nich odhalili infračervený svit protoplanetárního disku s obsahem úlomků. Zajímavé je, že disky byly objeveny i okolo hvězd, které se považují za příliš staré na to, aby je měly.

Disky u těchto hvězd jsou udržovány kolizemi až stovky kilometrů velkých těles, které se rozpadají na menší části. Jinak by nebylo možné, aby vydržely v těsné blízkosti hvězd starých až 330 miliónů let. V těchto vzdálenostech by prachu trvalo méně než milión let, než by ho hvězda vsála do sebe. Za zmínku stojí, že i náš Měsíc zřejmě vznikl po takovéto obrovské kolizi Země s jiným tělesem o velikosti Marsu.

Tato nová pozorování posilují široce přijímanou teorii, že trvá deset až sto miliónů let, než se zformují planety. Ale uklízení nepořádku zbylého z tohoto procesu může trvat mnohem déle, než jsme si původně mysleli. Pozorování zároveň naznačují, že v discích se skutečně vyvíjejí planety. Díky tomu, že Spitzerův vesmírný dalekohled zkoumá teplejší plyn než starší observatoře, se usuzuje, že kandidáti na planety spíše obíhají ve vzdálenostech podobných vzdálenosti naší Země od Slunce než ve vzdálenostech Neptunu od Slunce. A tak i tato pozorování nám dávají naději, že terestrické planety jsou běžné.

Setí semínek planet

Poslední objev, kterým tento článek zakončíme, se uskutečnil před několika lety v blízkosti Země, v raketě, která na chvíli setrvala v prostředí mikrogravitace. Raketa startovala v severním Švédsku. Nebylo potřeba, aby zůstala na oběžné dráze, šest minut byla dostatečná doba na provedení experimentu. Tento experiment se ve zjednodušené verzi prováděl již rok předtím během jednoho z letů raketoplánu. Cílem experimentu bylo sledovat slepování prachových částic v prostředí mikrogravitace.

Oblak prachu oxidu křemíku byl uvolněn v zorném poli velmi rychlého mikroskopu. Na snímcích se objevily skvrny, ze kterých se dá usuzovat na tvar vzniklých struktur. Prach se seskupuje do vzájemně pospojovaných řetízků. U takových objektů můžeme mluvit o fraktálové struktuře a odhadnout jejich fraktálovou dimenzi. Ta byla určena jako 1,4. Dále se zjistilo, že rozměry těchto struktur narůstají exponenciálně s časem.

Řetězce prachových zrn podobné těm na obrázku se objevují kolem mladé protohvězdy. Zdroj: J. Blum, Braunschweig Technical University.

Nikdo předtím nic podobného nedokázal simulovat. Předpokládá se, že Brownův pohyb rostoucích řetízků je rychle roztáčí až k frekvencím stovek otáček za sekundu. Podobně, jako když se přibližujete k listům vrtule helikoptéry a jste jí zachyceni, tak i nové částečky prachu jsou přilepeny spíše na koncích řetězce. Tento objev nabyl letos na významu, když začal pomáhat vysvětlit nová pozorování Spitzerova vesmírného dalekohledu.

Odkazy