uto již není plnetou, z stronomie všk nemizí Vldimír Štefl, Brno Cílem příspěvku je vysvětlit čtenářům - žákům i učitelům, proč bylo uto při svém objevu v roce 1930 oznčeno z plnetu nopk jké byly důvody, které n kongresu IAU v srpnu roku 006 v Prze vedly k jeho vyřzení ze seznmu plnet. K pochopení změny názorů n toto kosmické těleso je podáván stručný výkld vývoje nšich pozntků o utu. Souběžně s tím jsou do textu zřzeny úlohy, neboť soustv uto ron je velmi námětově vhodná. K objsnění důvodů původního zřzení ut do seznmu plnet uvedeme historické souvislosti. Neptun byl objeven německým stronomem Johnnem Gottfriedem Gllem (181-1910) v září 1846 n zákldě výpočtů dráhových elementů. Předpokládnou polohu spočítl do Berlín Gllemu zsll frncouzský stronom mtemtik Urbn Jen Leverriere (1811 1877). Nově objevený Neptun zčli stronomové systemticky pozorovt, v jeho polohách zjistili mírné odchylky 3 od vypočtené dráhy. To vedlo k hypotéze o existenci dlší plnety, která n něj grvitčně působí. N zákldě předběžných výpočtů, zložených n nepřesných hodnotách hmotností Urn zejmén Neptun, i strometrických chybách určování jejich poloh, objevil v únoru roku 1930 Clyde Willim Tombugh (1906 1997) n snímcích pořízených v lednu n Lowellově observtoři ve Flgstffu v Arizoně nové kosmické těleso sluneční soustvy poblíž hvězdy δ Gem [ 1 ], [ ]. První snímek vlevo je z 3. ledn 1930, druhý z 9. ledn téhož měsíce. Šipk oznčuje kosmické těleso s hvězdnou velikostí 15 mg, jehož poloh se z 6 dnů vzhledem k hvězdám n pozdí změnil. N fotogrfických deskách pořízených dlekohledem o průměru 33 cm byl původně zchycen hvězdná pole o velikostech 13 o x
13 o. Při expozicích přibližně jedné hodiny byly n deskách zobrzeny objekty s hvězdnou velikostí do 17 mg. Oznámení o nlezení plnety provedl Vesto elvin Slipher (1875 1969) 13. březn 1930, v den nedožitých nrozenin Lowell. Shodou okolností téměř 150 roků po objevu Urnu 13. březn 1781 Willimem Herschelem (173 18). V průběhu několik měsíců bylo kosmické těleso nzván uto, kronym jmén Percivl Lowell (1855 1916), zkldtele mecenáše hvězdárny ve Flgsttfu. Stlo se devátou plnetou nší sluneční soustvy. Po objevu provedený výpočetní odhd hmotnosti ut vedl k hodnotě přibližně Z. O přípdných dlších tělesech Kuiperov pásu nebylo tehdy nic známo. Proto nebyly pochybnosti o zřzení nově objeveného těles mezi plnety. Zásdní objev pro upřesnění hmotnosti ut učinil v roce 1978 Jmes Wlter risty (1938) [ 3 ] n Námořní observtoři ve Flgstffu, shodou okolností pouze 6 km od Lowellovy observtoře. Objevil měsíc ut rón, jehož oběžná dob byl shodná s rotčními periodmi jk ut, tk ron, tudíž jde o stv vázné rotce obou těles.
Fotometrická pozorování ut odhlil kolísání jsnosti v periodě 6 dnů, 9 hodin 18 minut, tedy 6,3874 dne, což odpovídlo nlezené rotční periodě. Změny jsnosti vysvětlujeme výskytem světlých tmvých oblstí n povrchu, tvořeném hlvně dusíkovým ledem. Existenci dvou těles obíhjících kolem společného hmotného středu můžeme využít k řdě zjímvých úloh. Stnovte úhlové rozlišení mezi utem ronem při jejich pozorování v opozici ze Země v perihéliu jejich dráhy s excentricitou e = 0,5. Velikost velké poloosy dráhy ut je = 39,5 AU, velikost velké poloosy dráhy ron je d = 19 600 km. Jký průměr dlekohledu D je nezbytný k úhlovému rozlišení obou těles n vlnové délce λ = 550 nm? Perihéliová vzdálenost obou těles od Slunce je r = (1 e) = 9,6 AU, vzdálenost od Země je všk pouze 8,6.1,5.10 11 m = 4,3. 10 1 m. K výpočtu úhlového rozlišení dosdíme do vzthu d Θ = = r 6 19,6.10 m = 4,6.10-6 rd = 0,9. Toto rozlišení je dosžitelné z povrchu 11 8,6.1,5.10 m Země jen z výjimečných pozorovcích podmínek při kvlitním seeingu. Nezbytný minimální průměru dlekohledu nlezneme podle vzthu D = 1, λ Θ = 0,13 m. Druhou možností je použití dlekohledů vynesených mimo zemskou tmosféru, npř. Hubbleov kosmického dlekohledu HST, viz snímek ut ron z roku 1994. Jk již bylo uvedeno, objevem ron se otevřel cest k zpřesnění chrkteristik ut, především jeho hmotnosti [ 4 ], což lze demonstrovt úlohou. ron obíhá kolem ut ve vzdálenosti = 19 600 km s oběžnou dobou T = 6,39 dne. Poloměr ut je R = 1 160 km, R = 593 km. Z zjednodušujícího předpokldu, že obě těles mjí stejnou hustotu, určete jejich hmotnosti. G 4π Z III. Keplerov zákon ( + ) ron 3 = T + = 1,4. 10 kg. Vzhledem k objemům těles V ~ stnovíme hmotnost soustvy uto 3 R dostneme =
1,5.10 kg, = 1,7. 10 1 kg. Poznámk: Ve skutečnosti je poměr hustot přibližně ρ : ρ = 10 : 9. Kinemtické předstvy o soustvě uto ron doplníme řešením úlohy: V jké vzdálenosti od ut se nchází hmotný střed soustvy uto ron? uto má hmotnost =1,5.10 kg ron = 1,7.10 1 kg, vzdálenost ron je =19,6.10 3 km. tí vzth P + = ( + ) c. Zvolme souřdnou soustvu, kde P = 0, je vzdálenost mezi oběm objekty, je vzdálenost středu hmotnosti ut. Řešením dostneme c c = = 150 km. Hmotný střed soustvy - brycentrum se nchází při + poloměru ut 1 160 km přibližně 1 000 km nd povrchem ut. Termodynmické podmínky n utu lze přiblížit následující úlohou. Hodnot solární konstnty pro Zemi je ve vzdálenosti 1 AU od Slunce S Z = 1 370 W.m -. Určete hodnotu solární konstnty pro uto, který obíhá ve střední vzdálenosti 39,5 AU od Slunce. Stnovte celkové množství přijímné zářivé energie z sekundu, které uto získává od Slunce, jestliže poloměr ut je R P = 1 160 km jeho lbedo je A = 0,15. 1 Solární konstntu ut stnovíme pomocí vzthu S = S Z = 0,88 W.m -. Celkové 39,5 množství přijímné energie z sekundu je L S = S πr. (1 A) = 3,. 10 1 W. Stnovte efektivní teplotu rovnovážného záření ut, známe-li jeho lbedo A = 0,15, efektivní povrchovou teplotu Slunce T efs = 5 780 K, poloměr Slunce R S = 7. 10 8 m, střední vzdálenost Slunce uto je = 39,5 AU = 5,9.10 1 m. Jk by se změnil teplot ut, jestliže by se hypoteticky zářivý výkon Slunce zvětšil o 5 %? Předpokládejme neměnnost lbed. Vzorec pro teplotu rovnovážného záření plnety dostneme úprvou vzthu 4 R 4 R 4π R σ T ef = ( 1 A ) L S = ( 1 A ) 4π R S σ T efs, odkud pro teplotu obdržíme 4 4 T 1 R 1 S = TefS ( 1 A)4 = 4,6 K. Vyzářená energie je úměrná T 4, pro teploty pltí P 4 1 T P ln 1,05 = 4 TP ln = 1, 05 T = 43,5 K. T Určete hodnotu škálové výšky tmosféry ut, předpokládáme-li její složení z N, teplotu T = 43 K g = 0,66 m.s -.
3 kt 1,38.10.43 Škálovou výšku tmosféry získáme ze vzthu H = = 7 gm 0,66.14.1,67.10 = 44 km. Vzhledem ke znčně excentrické dráze e = 0,5 ut kolem Slunce musíme uvžovt změnu teploty tmosféry. Nárůst teploty o zhrub 5 K má z následek změnu škálové výšky H tmosféry ut při přechodu z féli k perihéliu. Škálová výšk tmosféry je dán vzthem 1 H = kt gm, přičemž pro teplotu rovnovážného záření ut pltí T r, kde r je vzdálenost od Slunce. Aféliová periheliová vzdálenost jsou dány vzthy r = ( 1 + e) ( e) V tomto poměru se mění škálová výšk tmosféry. r p 1 1 T p + e = 1. Doszením obdržíme = = 1, 3. T 1 e Změnu sttutu plnety komentovli i strologové, kterým údjně nijk nevdí Jejich přesným výpočtům vlivu ut n člověk nevdil v minulosti ni nepřesná znlost hodnoty hmotnosti ut. Nesprávnost jejich úvh lze doložit následující úlohou. Astrologové tvrdí, že plnety svými,,strologickými silmi v okmžiku nrození lidí ovlivňují jejich chrktery. Vypočtěte poměr hypotetických strologických sil ut Země n nově nrozené dítě v okmžiku, kdy se uto nchází v opozici ve vzdálenosti 38,5 AU od Země. md G F r Určíme poměr grvitčních sil ut Země = = F m Z d Z G R grvitční vliv ut je zcel znedbtelný. Přejděme zpět k vývoji stronomických pozntků o utu. K,,upřesnění poloměru n 6 000 km došlo ž v roce 1950 Gerrdem Peterem Kuiperem (1905 1973). Přesná hodnot R = 1 160 km, R = 593 km, zjištěná při vzájemných Z,6.10-15. Je zřejmé, že zákrytech obou těles v roce 1985, znmenl podsttnou revizi nšich předstv o velikostech těles. N obrázku jsou zchyceny ve stejném měřítku Země, ěsíc, uto ron.
Podle součsných předstv [ 5 ] má uto v nitru kmenné jádro o poloměru 900 km, následuje vrstv o tloušťce 00 km hustotě přibližně,5.10 3 kg.m -3 s povrchovým pláštěm z H 0, CO, CO CH 4. Atmosfér shjící do výšky přibližně 3 00 km nd povrchem plnety, je složen z N, CO, CO Ne [ 6 ]. Její existence byl prokázán pozorováním zákrytu hvězd, kdy pozvolný pokles trvjící několik desítek sekund signlizuje tmosféru. Tlk plynu n povrchu doshuje 1,5 P. Průzkum ut pokrčuje i v součsnosti, snímek zchycuje dv dlší objevené ěsíce ut Nix Hydru. Jsnější je vnější měsíc Hydr, obíhjící ve vzdálenosti přibližně 65 000 km. S menší jsností je měsíc Nix, obíhá ve vzdálenosti si 50 000 km. Jejich téměř kruhové dráhy leží ve stejné rovině s drhou ron. rkteristiky ut:. 1,3.10 kg T 43 K D...,3.10 6 m i 17, o ρ.10 3 kg.m -3 e 0,48 P 48 roků 39,59 AU lbedo 0,15 Již od objevu ut někteří stronomové upozorňovli, že jeho dráh má velkou excentricitu e = 0,5 nezvykle velký sklon dráhové roviny k ekliptice - přes 17 o. Rovněž průměrná hustot zjištěná po objevu ron v roce 1978 vyvolávl pochybnosti, neboť její hodnot -.10 3 kg.m -3, spdá do intervlu mezi průměrnou hustotou plnet terestrických velkých plynných. Zřejmě uto s ronem jsou pozůsttkem plnetesimál, tedy původních těles, z kterých vznikly jednotlivé plnety. Ve vnější části sluneční mlhoviny kondenzovl
z ochlzujícího se plynu větší počet,,ledových těles. Po roce 000 byl postupně objevován trnsneptunická těles, v některých přípdech srovntelná svojí velikostí s utem, npř. UB313. Proto v poslední době zvýrznily snhy po změně sttutu plnety. Bylo třeb změnit strší vymezení pojmu plnet, jenž definovlo plnetu jko těleso, jehož hmotnost leží mezi hmotností ut ptnáctinásobkem hmotnosti Jupiter - 15 J ( J = 1,9.10 7 kg). Přitom obíhá těleso, které produkuje ve svém nitru energii pomocí termonukleárních rekcí. K rozhodnutí, zd uto je či není plnetou bylo nově definován ktegorie kosmických těles - plnet. N kongresu IAU v Prze 006 byl přijt nová definice pojmu plnet. Podle ní je plnet kosmické těleso, které obíhá okolo Slunce, má dosttečnou hmotnost, by jeho grvitce ustvil tvr (přibližně kultý), odpovídjící hydrosttické rovnováze, nejde všk o měsíc. net je v prostoru ntolik dominntní, že ho,,vyčistí od osttních těles. ezi osm plnet sluneční soustvy dnes ptří erkur, Venuše, Země, rs, Jupiter, Sturn, Urn Neptun. uto bylo z tohoto seznmu vyřzeno. Je přímo symbolické, že právě stoleté výročí nrození objevitele ut Clyd Tombugh - 1906 je rokem, kdy jím objevené kosmické těleso bylo přeregistrováno z plnety n trpsličí plnetku, s nově přiřzeným číslem 134 340. Přestože uto zmizelo ze seznmu plnet v učebnicích všech typů škol, neztrtilo nic ze své tjemnosti nesporně zůstává velmi zjímvým kosmických tělesem, jk jsme v článku ukázli. ůžeme souhlsit s strologií, v které uto symbolizuje vynášení n povrch skrytých tjemství. Nejen proto byl vyslán 19. ledn 006 kosmická sond New Horizont o hmotnosti si 480 kg, jejímž úkolem bude podrobné studium,,z blízk ut, ron těles Kuiperov pásu. K oběm prvně uvedeným tělesům má sond dorzit v roce 015, což ještě umožní výzkum tmosféry ut, která se zvýrznil rozvinul při průchodu perihéliem 5. září 1989. Dlší návrt do perihéli nstne ž v roce 37.
Snímky ut můžeme získt v součsnosti, viz npříkld foto z zně ze dne 11. srpn 005. Litertur: [ 1 ] Tombugh, C. W.: Reminiscences of the Discovery of uto. Sky nd Telescope 19, no. 5, rch 1960. [ ] Grygr, J.: uto podivná poslední plnet. Čs. čsopis pro fyziku 48, 1998, č. 5, s. 93. [ 3 ] risty. J. W., R. S. Hrrington.: The Stellite of uto. The Astronomy Journl vol. 83, 1978, p.1005. [ 4 ] Olkin, C. B., Wssermn L. H., Frnz, O. G.: The mss rtion of ron to uto from Hubble Spce Telescope strometry with the fine guidnce sensors. Ikrus vol. 164, 003, p. 54. [ 5 ] Simonelli, D. P., Reynolds, R. T:: The interiors of uto nd ron Structure, composition nd implictions. Geophysicl Reserch Letters, vol. 16, Nov. 1989, p. 109. [ 6 ] Pschoff, J.. et l.: The Structure of uto s Atmosphere from the 00 August 1 Stellr Occulttion. The Astronomicl Journl vol. 19, 005, p. 1718.