Transneptunická tělesa aneb pozoruhodný svět za drahou Neptunu

Odhaduje se, že asi dvě třetiny celkové populace těles ve vzdálených oblastech sluneční soustavy jsou klasická transneptunická tělesa, kolem 12 % připadá na Plutina a kolem 9 % na tělesa rozptýleného disku. Pokud jde o odhady celkove populace transneptunických těles, poslední odhady udávají 70000 objektů o průměru větším než 100 kilometrů do 48 AU od Slunce a řádově stejné množství těles rozptýleného disku. Otázkou zústává co je za hranicí 50 AU.

Jak bylo zmíněno výše, vůbec prvním transneptunickým tělesem bylo 1992 QB1, které objevili v srpnu 1992 David Jewitt and Jane X. Luu na CCD snímcích pořízených 2,2-m dalekohledem University of Hawaii. Tomuto úspěchu předcházelo několik neúspěsných hledacích projektů zaměřených na tělesa za drahou Neptunu na přelomu 80. a 90. let dvacátého století. Poté následovalo několik objevů stejné dvojice v roce 1993 a v posledních letech přibývá mnoho desítek nových TNOs ročně.

Doposud známá transneptunická tělesa byla pozorována jako objekty 20. - 25. magnitudy. Většina z nich byla objevena dalekohledy o průměru přes 2 metry a podrobnější údaje o nich lze získat pouze největšími světovými přístroji. Zajímavou výjimkou jsou transneptunická tělesa nacházená projektem Spacewatch, primárně zaměřených na pátrání po blízkozemních asteroidech, při následném zpracování CCD snímků speciálně pro vyhledávání slabých pomalu je pohybujících těles. Ač má použitý dalekohled průměr pouze 0,9-m, na snímcích bylo nalezeno nejen několik Kentaurů, ale i transneptunická tělesa. To, že se transneptunická tělesa jeví jako velmi slabé objekty, představuje oproti planetkám hlavního pásu mezi Marsem a Jupiterem velký problém pro získání dostatku přesných astrometrických měření pro spolehlivý výpočet dráhy. Na velkých dalekohledech v kategorii 2 – 4m není nikde na světě dostatek pozorovacího času a pro menší přístroje je většina takto vzdálených a tedy slabých těles mimo dosah. Nejmenším dalekohledem na světě se kterým jsou systematicky získávány přesné pozice jasnějších TNOs je zřejmě 0,57-m reflektor Observatoře Kleť.

Opakovaně se objevuje otázka po největším známém členu populace těles za drahou Neptunu. Přeskočíme-li Pluto s jeho dvojakým statutem nejmenší planety a největšího Plutina, vyměnilo se v této roli již několik těles. Jedním z nich bylo transneptunické těleso 2000 WR106 objevené právě projektem Spacewatch, po určení spolehlivé dráhy očíslované jako planetka (20000) a pojmenované Varuna. Jde o transneptunické těleso klasického typu. S jasností dosahující 20.magnitudy se jedná o nejjasnější transneptunické těleso s výjimkou Pluta. Na základě analýzy dat získaných při měření v submilimetrové oblasti zjistili D. Jewitt a H. Aussel s použitím J.C. Maxwell radioteleskopu na Havaji, že průměr tělesa 2000 WR106 je při albedu, jež určili na 0,07, přibližně 900 kilometrů (+125,-145 km) a že tedy jde o těleso s přibližně polovičním průměrem než má Pluto a zároveň přibližně o stejném průměru jakého dosahuje Ceres, největší planetka hlavního pásu mezi Marsem a Jupiterem. Toto těleso je tak tmavší než Pluto, ale světlejší než původní použitý odhad albeda 0.04 (odraznost 4%). Varunovi však jeho výsadní postavení nevydrželo dlouho. V květnu 2001 objevili američtí astronomové sdružení v Deep Ecliptic Survey další obří těleso za drahou Neptunu - 2001 KX76, pro tentokrát patřící mezi Plutina. S využitím známé jasnosti tělesa a odhadnutého albeda čili odraznosti povrchu pak můžeme vypočítat průměr tělesa. Při předpokládaném albedu 7 procent, tedy stejném, jako má známé transneptunické těleso (20000) Varuna, by 2001 KX76 dosahovalo průměru 1200 kilometrů, při předpokládaných pouhých 4 procentech odraznosti typických pro ledová kometární jádra by byl průměr 2001 KX76 dokonce 1400 kilometrů. S těmito rozměny by 2001 KX76 zaujalo místo největší doposud známé planetky, větší než největší planetka hlavního pásu Ceres mezi drahami Marsu a Jupiteru a zároveň největší z více než čtyř set dosud známých transneptunických těles. Pořád však jde jen o hypotézu. Na spolehlivé určení průměru tělesa a k tomu potřebné odraznosti povrchu si ovšem musíme počkat na určení spektra tělesa 2001 KX76, případně alespoň na jeho kolorimetrii. Možná se pak naše dosavadní úvahy o rozměrech tělesa opět změní. Například albedo Charonu, měsíce Pluta, dosahuje 38 procent a s takovou odrazností povrchu by bylo nově objevené 2001 KX76 daleko menší než očekáváme.

Už objev prvního transneptunického tělesa vytvořil nový kontext pro pochopení podivností Pluta, objeveného v roce 1930 a tehdy označeného za devátou planetu sluneční soustavy. Parametry dráhy, hlavně výrazně větší, sklon k rovině ekliptiky i rezonance s Neptunem, i fyzikální vlastnosti odlišují Pluto od planet terrestrických i obřích. S měsícem Charonem tvoří vlastně dvojplanetu, jejíž vznik byl zřejmě obdobný jako u dvojice Země-Měsíc. Má ovšem atmosféru a je větší než doposud známá TNOs. Souhrnně má Pluto mnohem více společného s tělesy za Neptunem, než s planetami Zemi podobnými či naopak obřími. S planetkou (20000) Varuna či 2001 KX76 vidíme, že Pluto má sourozence nejen velmi podobné co do fyzikálních charakteristik, ale i řádově stejně velké. Před necelými dvěma lety vzrušila astronomickou veřejnost debata o tom, zda má planeta(?) Pluto dostat zároveň pořadové číslo jako planetka (10000). Z poněkud podivných procedurálních důvodů to bylo vedením IAU zamítnuto, na podivnosti Pluta coby planety to však nic nezměnilo. Profesionálním astronomům je současné duální postavení Pluta zřejmé, je však otázkou jak jej prezentovat široké veřejnosti či ve školní výuce (je koneckonců svědectvím o současném stavu poznání sluneční soustavy).

První světelná křivka a tedy rotační perioda transneptunického tělesa vůbec byla získaná pomocí 3,6-m dalekohledu NTT na ESO v Chile. Perioda rotace 1996 TO66 je 6,25 hodiny.

Na snímcích pořízených Hubblovým kosmickým dalekohledem v říjnu 1997 nalezl mezinárodní tým astronomů (E. Fletcherová, A. Fitzsimmons, I. P. Williams, N. Thomas, W. H. Ip) komu tvořenou oxidem uhelnatým kolem tělesa známého pod označením 1994 TB (předpokládaný únik materiálu je cca 0,2 kg/s, pro srovnání u Chironovy komy bylo zjištěno 1 - 4 kg/s). Předpokládají, že vzájemné střety těles v Kuiperově pásu mohou vytvářet čerstvé ”šrámy” na povrchu těles, z nichž se i ve velké vzdálenosti od Slunce uvolňují přechodně vlivem slunečního záření plyny (CO) a vytvářejí viditelnou plynovou obálku (komu), kterou je WFPC2 kamera HST schopna detekovat.

Také astronomická družice ISO (experiment ISOPHOT) byla použita ke zkoumání nejjasnějších objektů Kuiperova pásu v infračerveném oboru spektra. Tato pozorování při známé vizuální jasnosti objektů umožní určit jejich rozměr a albedo (odraznost povrchu).Vzhledem k tomu, že poměr signálu k šumu pozadí byl na pořízených snímcích na hranici rozlišovací schopnosti přístrojů, byly teprve po jejich detailní analýze získány následující údaje : těleso 1993 SC má poloměr 166 km při albedu 0.023 a ”extremistické” těleso 1996 TL66 má poloměr 320 km při taktéž velmi nízkém albedu 0,038 (N. Thomas a kol.)

Pro pozorování objektů Kuiperova pásu byl již během testů použit i první dokončený ze čtyř dalekohledů VLT v Chile, uvažuje se o pozorování s největšími dokončovanými světovými dalekohledy (SUBARU, GEMINI, LBT) a o sondě do těchto končin sluneční soustavy (Pluto-Kuiper Express)

Počet menších těles o průměru větším než 5 kilometrů odhaduje na 1 000 000 000. Abychom si mohli vytvořit hodnověrnou představu o Kuiperově pásu jako celku, potřebovali bychom poznat v následujících několika letech alespoň 10 000 těles. Přednesl i návrh, jak by měl vypadat vhodný teleskop (průměr zrcadla 4m, 16k x 16k CCD matice zobrazující naráz 1 stupeň čtverečný oblohy, práce v automatickém režimu, zpracování snímků v reálném čase), vyslovil však zároveň i smutnou pravdu, že takovýto dalekohled pouze pro studium Kuiperova pásu asi hned tak nikdo financovat nebude.

Padly tedy i pragmatické názory, že pro hledání a astrometrii ”jasnějších” transneptunických těles stačí 1m dalekohled (A. Fitzsimmons uvedl jako teoretickou mez pro 1m dalekohled 24. magnitudu)

Pokud jde o spektrální typy a barvy povrchu transneptunických těles, vzhledem k jejich rozměrům a vzdálenosti a tedy malé jasnosti, je velmi obtížné jejich spektra získat i s největšími světovými přístroji včetně Keckova dalekohledu. Jejich barvy nacházíme v rozpětí od téměř neutrální šedé až k výrazně červené. Důvod rozdílů je dosud nejasný. Jedna hypotéza hovoří o povrchových krustách vytvořených působením kosmického záření a následném vynesení čerstvého materiálu zevnitř vlivem impaktů, druhá hypotéza uvažuje rozdílné složení na základě polohy a teploty při formování jednotlivých těles.

Ve světě transneptunických těles už zřejmě známe i měsíce či podvojná tělesa, neboť již byla oznámen objev měsíce u tělesa 1998 WW31. Transneptunické těleso 1998 WW31 nalezli američtí astronomové na snímcích pořízených 4-m dalekohledem na Kitt Peaku v roce 1998. Patří mezi TNO klasického typu. C. Veillet z týmu pracujícího s 3,6-m CFHT teleskopem na Havajských ostrovech oznámil, že na snímcích pořízených pro vyhledání transneptunického tělesa 1998 WW31 ve druhém pozorovacím návratu byla nalezena dvě tělesa vzdálená od sebe pouze 1,3 úhlové vteřiny, která na snímcích ze dvou nocí pohybovala spolu, bez zaznamenatelného vzájemného pohybu. Těleso bylo zpětně detekováno jako dvojité (či protáhlé) na dalších archivních snímcích. První zpracování těchto snímků udávají, že rozdíl v jasnosti dvou složek není velký a dosahuje cca 0,4 magnitudy. To by mohlo odpovídat páru se srovnatelně velkými složkami. Největší vzdálenost obou složek je přinejmenším 40 000 km. Tyto údaje ukazují, že TNO 1998 WW31 je po Plutu druhý transneptunický objekt, který má vlastní měsíc. Teprve podrobné zpracování dalších snímků z CFHT, z observatoře na Kitt Peaku a z Nordic Optical Telescope umožní určení dráhy měsíce kolem mateřského tělesa a určení parametrů celého páru.

Definitivní potvrzení existence měsíce u TNO 1998 WW31 by přineslo i další argument pro zařazení Pluta mezi transneptunická tělesa, nikoliv mezi regulérní velké planety. Nově objevený měsíc u tělesa 1998 WW31 ukazuje, že i transneptunická tělesa mohou mít své měsíce. Koneckonců měsíce či podvojná tělesa známe i u planetek ve vnitřích částech sluneční soustavy, takže proč ne.

Přes množství poznatků získaných od objevu 1992 QB1, prvního transneptunického tělesa, zůstává dost nejasností i rozporů mezi odborníky. Jedno je však zřejmé: studium transneptunických těles, považovaných za ledovo-skalnaté pozůstatky po formování obřích planet ze sluneční pramlhoviny, rozevírající se nyní od hledání jednotlivých těles přes určování jejich drah až ke zkoumání struktury celého pásu a fyzikálních vlastností těles, nám může pomoci zlepšit pochopení vzniku a prvotního vývoje sluneční soustavy i lepší pochopení prachových disků kolem cizích hvězd.