Charakteristiky blízkozemních planetek

Miloš Tichý - 7. 12. 2009

Termín NEO - Near Earth Object, čili blízkozemní planetka, zná prakticky každý, ale co se pod tímto termínem skrývá? Co můžeme o těchto tělesech zjistit z pozorování, a co z kterého pozorování? Odpovědi na tyto otázky se pokusí přinést další řádky tohoto článku.

Když je blízkozemní planetka objevena pomocí optických dalekohledů, jediné, co s určitostí známe, je její dráha ve sluneční soustavě (a tím i vzdálenost) a relativní jasnost, čili magnituda. Ale víc skoro nic. Protože stejná jasnost může znamenat velké tmavé těleso i malé jasné těleso. Albeda neboli odrazivosti planetek se pohybují v rozpětí od 4 procent (čili tmavší než nejtmavší černé uhlí) až po 34 procent. Z tohoto vyplývá, že určení velikosti jen z relativní magnitudy planetky je pouhým kvalifikovaným odhadem, ničím více.

Abychom přesněji mohli určit rozměry planetky, potřebujeme znát buď její barvu nebo albedo, nebo mít radarové informace o velikosti daného tělesa. Pokud toto nemáme, může být chyba v určení velikosti tělesa až 300 procent. A tato nepřesnost v určení rozměru nám dává faktor nepřesnosti 20 při určení energie případné srážky, což je nepřesnost opravdu značná.

Pro lepší přiblížení uvedeme tzv.charakterizační pyramidu, která nám vypovídá o tom, jak se pomocí různých pozorovacích technik zlepšuje informace o daném tělese. Hlavně pokud jde o nepřesnost v určení hmotnosti tělesa.

Ale hezky od základů pyramidy. Pokud máme informaci pouze o dráze a prakticky žádnou o jasnosti tělesa, je možná chyba v určení hmotnosti až 1:50, což je mnoho. Pokud ale budeme mít rámcovou informaci o jasnosti, rázem se chyba sedmkrát zmenší, na poměr 1:8. Jak málo stačí k tak radikálnímu zlepšení informací o blízkozemním tělese.

Pokud ještě přidáme spektroskopická měření tělesa a polarimetrii, rázem je chyba jen 1:3, což už je snesitelnější. Následná radarová pozorování nám zpřesní hmotnost na poměr 1:2. Nejpřesnější v určení hmotnosti tělesa je vyslání sondy na jeho výzkum, kdy výsledné určení hmotnosti má chybu do jednoho procenta, čili pak je hmostnost tělesa určena velice přesně.

Shrnuli jsme si různé typy pozorování z hlediska určení hmotnosti planetky. Ale co jiného je možné pomocí pozorování se o planetkách dozdědět. I o tom informuje daná pyramida.

Pomocí kolorimetrie můžeme planetku zařadit do jednotlivých rodin, čili můžeme určit její základní taxonomii. Pomocí spektrofotometrie jsme schopni toto zařazení ještě zpřesnit. Polarimetrie nám pomůže v určení albeda čili odrazivosti povrchu zkoumaného tělesa. Ze spektrálních dat s pomocí fotometrie můžeme určit rotační vlastnosti, přibližný tvar a rozměr, i se pokusit najít případnou podvojnost či vícenásobnost systému (i když mnohem lépe a přesněji to jde z radarových či přímých optických pozorování, proto se od fotometrie u profesionálů ustupuje). Z analýzy spekter můžeme určit základní mineralogické vlastnosti povrchu asteroidu, čili vlastně přibližně říci z čeho to vlastně je složeno.

Radarová pozorování velice přesně určí velikost planetky, rozměry všech tří os a i určí rotační periodu objektu, a dají definitivní vyjádření k otázce, zda jde o samostatné či vícenásobné těleso. A výzkum pomocí sond. S jeho pomocí jsme schopni určit přesně veškeré informace o planetce - hmotnost, rozměry, rotační periody, prozkoumat morfologii (neboli tvary) povrchu, analyzovat i hustotu a pomocí ní odhadnout i vnitřní strukturu planetky.

Jak vidíte, jsme se současným stavem techniky schopni zjistit o planetkách spoustu informací, které by nám v budoucnu mohly pomoci ochránit život na naší modré planetě.

Ale ještě zpět podrobněji k některým pozorovacím technikám. Pomocí jednoduché kolorimetrie jsme schopni alepoň rámcově zařadit planetky do jednotlivých rodin, skupin, Stačí nám určit jasnost ve filtrech U, B a V, a spočítat jejich barevné indexy, neboli rozdíly. Ještě přesněji jsme toto zařazení schopni určit buď s užitím více filtrů nebo naměřením spektra objektu, jak se vidět na následujícím obrázku (o jednotlivých skupinách/rodinách planetek si povíme někdy jindy).

Zajímavý je též pohled na nalezené meteority, což jsou vlastně pozůstatky po srážkách s malými planetkami. Jak jsou rozmanité. Následující obrázek ukazuje spektra tří rozdílných typů meteoritů. První vlevo jsou uhlíkaté, jejichž hustota se pohybuje od 2,1 do 3,1 g/cm^3 a albedo od 5 do 10 procent, čili jsou poměrně tmavé. Chondrity či kamenoželezné meteority (prostřední obrázek) mají hustoty od 3,0 do 4,8 g/cm^3 a jsou "světlejší", odrazivost v rozmezí 15 a 25 procent. Nejtěžší, přesněji nejhustší, jsou železné meteority/planetky, s hustotou mezi 7 a 8 g/cm^3 a s odrazivostí 10 až 20 procent.

Díky sběru meteoritů hlavně v Antarktidě máme dostatek studijního materiálu na analýzu složení planetek i na porovnání mineralogie planetek (v tomto případě samozřejmě meteoritů) s mineralogií pozemskou. Například spektrum v poslední době asi nejcitovanější blízkozemní planetky, planetky Apophis, odpovídá meteoritu typu LL chondrit, jak je vidět na následujícím obrázku.

Díky značnému množství rozličných pozorování máme nyní o planetce Apohis následující informace. Hustota materiálu v planetce je 3.5 g/cm^3, celková hustota je 3,2 g/cm^3, čemuž odpovídá mikroporozita necelých 8 procent. Planetka je pokud jde o mineralogii složena z olivínu, pyroxenu a s relativně malým množstvím kovu. Pro rozměr planrtky 270 metrů docházíme k celkové hmotnosti 3,3 +/- 1,5 x 10^10 kg. To jsou data, která jsme získali na základě pozemských pozorování. Myslím, že to není špatný výsledek ;)

A to v pyramidě charakteristik není Apophis úplně nejvýše, jak se můžete přesvědčit na následujícím obrázku, Další změny se určitě dají ještě očekávat...

Tato pozorování nejsou jen v teoretické rovině, ale napojena přímo i na praxi. Díky tomuto systému získávání informací jsme třeba mohli u blízkozemní planetky 2009 DD45, která minula Zemi o 60 tisíc kilometrů, míti zpřesněné informace o její velikosti. Původně předpokládaný průměr byl 30-50 metrů. Díky určení spektrální klasifikace na C-komplex a určení albeda na 0.36 byla velikost tohoto objektu zpřesněna na 19 +/- 4 metry, což je podstatně méně. Čili je evidentní, že náročná pozorování mají své opodstatnění. Podobné zpřesnění se povedlo i například v případu planetky 2008 TC3, která se srazila se Zemí v říjnu 2008. Zde jsme navíc mohli porovnat pozemská pozorování přímo se zbytkem-meteoritem, který nám zůstal po srážce se Zemí a který se v Súdánu podařilo i nalézt. I když i v tomto případě došlo k překvapení, Příroda nám totiž přípravuje pokud jde o přírodní vědy neustále nová a nová překvapení.... (v případě 2008 TC3 se předpokládalo, že jde o na uhlík bohaté těleso o nízké hustotě, v případě malého albeda primitivní a hydratované; ve výsledku z těchto předpokladů zůstaly jen dva, neboli na uhlík bohaté těleso o nízké hustotě).

Zdroj: 1st IAA Defense Conference, Granada, Spain (snímky: Miloš Tichý)