Miloš Tichý - 6. 9. 2009 | přístupy: | vytisknout článek
Radar je jedinečným zdrojem informací o fyzikálních vlastnostech a dráhách planetek. Již několikrát jsme se na serveru PLANETKY.cz zmínili o sledování planetek pomocí radarových pozorování. V tomto článku shrneme nejen základní principy výzkumu prostřednictvím radaru včetně historie, ale i nejnovější výsledky.
Pozemská astronomická pozorování mají své limity. Hlavním omezením je propustnost zemské atmosféry. Samozřejmě, že nepropustnost pro život škodlivých paprsků až k zemskému povrchu je pro lidstvo výhodou, pro astronomy nikoliv. Zůstaly nám k dispozici vlastně jen dva obory – astronomie ve viditelné části spektra a radioastronomie.
Pro tentokrát se zaměříme na radioastronomii. Ta je mnohem mladším oborem zkoumání vesmíru než astronomie optická. Radioastronomii používáme teprve necelé jedno století. Ale podívejme se i trochu do historie.
Za zakladatele radioastronomie je považován Karl Guthe Jansky (1905-1950). Po ukončení studií v roce 1928 začal Karl Jansky pracovat v Bellových laboratořích v Holmdelu (stát New Jersey). Pracoval na řešení problémů krátkovlnné radiotelefonie (vlnová délka 10 - 20 m) pro použití v transatlantické telefonii. V roce 1931 mu byl přidělen úkol nalézt příčinu praskání, které narušovalo příjem těchto telefonních hovorů ze zámoří. Na Holmdelově stanici vybudoval Jansky velký anténní systém pro příjem vln o frekvenci 20,5 MHz (vlnová délka asi 14,5 m). Anténní systém umožňoval natáčení antén a tím byla zajištěna možnost zjistit směr odkud přichází rádiové signály. Jansky zaznamenal dva známé druhy atmosférické elektrostatiky: praskání z místních bouřek a zvuky ze vzdálených bouřek odražené od ionosféry. Ze svých záznamů Jansky později vybral ještě třetí velmi slabý druh elektrostatiky, který mohl být jen stěží rozeznatelný od vlastního šumu přijímače. Ve sluchátkách zvuk zněl jako stálé praskání. Nejprve se Jansky domníval, že interference pochází ze Slunce. Po roce pečlivého měření usoudil, že rádiové vlny přichází přibližně každých 23 hodin a 56 minut z jednoho určitého místa na obloze. Na základě domněnky, že radiace přichází z astronomického zdroje, se pokusil určit její původ. Věděl totiž, že doba zemské rotace vůči hvězdám je asi o 4 minuty kratší než vůči Slunci. A to byl základ jeho hypotézy o zdroji pocházejícím mimo naši sluneční soustavu. Směr se shodoval se souhvězdím Střelce (tj. směrem ke středu Mléčné dráhy). Jansky předpokládal, že rádiové emise jsou nějakým způsobem spjaté s naší galaxií, a že nepochází z hvězd, ale z ionizovaných mezihvězdných plynů. Svůj objev publikoval mladý Jansky v roce 1933 bez většího ohlasu. Další a kvalitnější anténní systém již Jansky nevybudoval, jeho zaměstnavatel o to již neměl zájem.
Karl Guthe Jansky nám tak otevřel v třicátých letech minulého století zcela nové okno do vesmíru a položil tak základní kámen novému oboru astronomie – radioastronomii. Dne 14.února 1950 umírá v New Jersey. Jeho objev je po zásluze oceněn až po jeho smrti. V roce 1973 byla na jeho počest pojmenována jednotka rádiového záření jansky (1 Jy = 10-26 W/m2.Hz), která je používána k měření intenzity rádiových signálů přijímaných z vesmíru. Ale zpět k vlastní radioastronomii. Podle funkčnosti ji můžeme rozdělit na pasivní a aktivní. Možná se to někomu zdá divné, ale je to tak. Začněme pasivní radioastronomií. Proč pasivní? Protože pouze zaznamenáváme signály, které někde vznikají. Takto se dají zkoumat tělesa, která sama září v rádiových vlnách, kometami počínaje a galaxiemi či radio-záblesky doposud nerozpoznaných zdrojů konče. Ze Země tak můžeme získávat např. rádiové mapy galaxií či zkoumat jevy ve hvězdách, které se navenek projevují právě radiovým vyzařováním. Na kvalitu zachycených signálů, na jejich rozlišovací schopnost, má vliv velikost základny, ze které se synchronní radioastronomická pozorování provádějí. Pro lepší výsledky se snaží astronomové míti základnu co nejdelší – vznikají tak projekty jako např. VLBA (Very Long Baseline Array). VLBA je systém deseti radioteleskopů o průměru antény 25 metrů, rozesetých po zeměkouli od Hawaje po americké Virgin Islands. Délka pozorovací základny je větší než 8000 kilometrů. Pro představu rozlišovací schopnosti to je tak, že byste z New Yorku byli schopni si přečíst noviny v Los Angeles.
Ve sluneční soustavě je možné používat „aktivní“ radioastronomii. To znamená jediné – vyšleme signál, a ten po odrazu od objektu zase zpátky přijmeme. Můžeme se tak o tělesech dozvědět též mnoho zajímavého. Tento systém se s poslední době rozšířil ve výzkumu asteroidů. Vyšle se signál k planetce, a pak se můžeme i divit. Tento systém má ale i nevýhody. Vysílaný paprsek má úhel pouhé 1’ (tj. jedné úhlové minuty), tudíž musíme velmi dobře vědět, kde se zkoumané těleso nachází (v tomto pomáhá optická astrometrie uskutečněná těsně před radarovým zkoumáním). Další nevýhodou je poměrně malý dosah, jelikož celková intenzita klesá ne se čtvercem vzdálenosti, ale s jeho čtvrtou mocninou, tudíž tento systém je použitelný pouze na bližší planetky (či komety). Hlavní výhodou „aktivní“ radioastronomie je skutečnost, že známe vlastnosti původně vyslaného signálu. Z analýzy přišedšího signálu tak můžeme určit spoustu vlastností sledovaného tělesa. V prvé řadě je zde přesná astrometrie planetky. Toto je jediná metoda, kdy můžeme, kromě souřadnic na obloze (ty se určují převážně z optické astrometrie) zjistit i přímou vzdálenost tělesa od Země, a tím o 1-2 řády zpřesnit dráhu planetky ve sluneční soustavě (toto má kardinální význam při výzkumu planetek kosmickými sondami – na jejich bezpečnou navigaci). Nadto můžeme z analýzy odraženého signálu určit i rozměry a přibližný tvar asteroidu, zda má nějaké souputníky, a dobu jeho rotace kolem své osy, resp. os. Pokud se podaří i vyčistit přišlé signály od šumů, dostáváme i poměrně pěkné modely planetek (ty lze kromě radioastronomie získat již jen výzkumem prostřednictvím kosmických sond). S ohledem na „slabost“ signálů se obvykle používají velké radioteleskopy Arecibo a Goldstone.
Radar je jedinečným zdrojem informací o fyzikálních vlastnostech a dráhách planetek. O dráze je psáno výše. Nyní se zaměřím na vlastnosti fyzikální – přesně na vzhled.
Měřením rozložení intenzity odrazů v čase dle doby zpoždění (range) a dopplerovských frekvencí (radiální rychlost) lze vytvořit obrázek planetky – a to již ve dvou osách. Prostorové rozlišení může být lepší než 10 metrů (samozřejmě to záleží na vzdálenosti měřeného tělesa a kvalitě přijímaného odraženého signálu). Porovnáním řady snímků jsme schopni vytvořit i trojrozměrný model planetky, a přesně změřit i její rotační periodu. Nicméně, radarová pozorování nám poskytují informaci pouze o povrchu (či jemně podpovrchových vrstvách) a o strukturách maximálně v řádu od několika centimetrů výše (to je ovlivněno použitými vlnovými délkami).
Nyní si ukážeme další praktické záležitosti. Ponořme se k přesnosti určení polohy pro znovunalezení blízkozemních planetek při užití pouze optických pozorování (v následujícím obrázku sloupec "O" v grafu), a při užití radarových pozorování (sloupec "R"). Rozdíl je nadmíru zřetelný - poměr přesnosti udává poslední sloupec v tabulce.
Podobnou roli jako při znovunalezení blízkozemních planetek hraje radar i při výpočtu případných pravděpodobností srážky planetky se Zemí. Jako příklad můžeme použít známou planetku Apophis. Pokud použijeme pouze optická pozorování, vyjde nám pravděpodobnost srážky se Zemí v roce 2036 na 1:13 000. Pokud použijeme jak optická tak radarová pozorování, klesne nám pravděpodobnost na srážku díky radarovému zpřesnění na 1:45 000.
Radar hraje nezastupitelnou roli s ohledem na výzkum tvarů planetek. Kromě přímého snímkování planetek pomocí kosmických sond jde i jedinou rozumnou variantu jak zjistit vzhled těchto těles ve sluneční soustavě.
V médiích se velice často objevuje termín "typický". Ale máme něco jako typické NEO? Každopádně typické NEO je to co je blízko Země, ale o to nejde ;-) Ale typické NEO, i díky radarovým pozorováním, víme že neexistuje. Důkazem je i následující obrázek.
Pomocí radarových pozorování jde sledovat, či přesněji dokázat teorie, některé tepelné jevy u planetek, jako je Yarkovského efekt či YORP. Přesnost optických pozorování na toto není dostatečná a tudíž bez radarových pozorování bychom byli o důkaz některých teorií ochuzeni. Pomocí radaru jsme navíc schopni přesně spočítat rotační periodu planetek, určit přesně osy rotace, a to dokonce i včetně jejich změn způsobených právě výše zmíněnými efekty. I kontaktní binární planetky známe jen díky radarovým pozorováním, a to je těchto těles dle odhadů cca. 10 procent (viz následující obrázek).
O přesnosti radarových pozorování jsme již psali, ale kromě vlastní přesnosti je zde i výhoda poměrně velkého rozlišení (optická pozorování pozemská zřídka bývají lepší než 1 úhlová vteřina), o čemž svědčí i následující obrázek dvojité blízkozemní planetky 2000 DP107, kde je porovnána vzdálenost obou složek se světoznámým mostem Golden Gate.
A radioteleskopům vděčíme i za to, že víme, že mezi populací blízkozemních planetek jsou nejen binární systémy ale i systémy vícenásobné, jak ukazuje trojitý systém 2001 SN263.
I když se to zdá málo pravděpodobné, pomocí radarových pozorování můžeme rámcově určit i složení, přesněji třídu, planetek, hlavně s ohledem na strukturu povrchu planetky.
Pokusil jsem se shrnout, jaké poznatky jsme schopni zjistit o planetkách pomocí radarů. S ohledem na náročnost radarových pozorování budeme i do budoucna získávat maximum informací z optických pozorování, ale význam radarových sledování blízkozemních planetek je obrovský, Doufám, že jsem Vás o tom i přesvědčil ;-)
Zdroj: NASA/JPL + 1st IAA Defence Conference, Granada 2009 (snímky Miloš Tichý)
1 887 586 návštěv od 1. března 2003
