Jak už bylo psáno v předchozí části, původně se astronomové domnívali, že planetky mezi Marsem a Jupiterem jsou pozůstatky většího tělesa, snad hypotetické planety Phaeton, která byla zničena zřejmě při nějaké kosmické srážce, případně vlivem geologických aktivit. Až mnohem později se začala prosazovat jiná teorie, která se v současnosti považuje za pravděpodobnější. Ta počítá s tím, že kdysi dávno se v této oblasti nacházelo mnohem více materiálu a za běžných okolností by se z něj zformovala další planeta. Protože se však v blízkosti nachází obří planeta Jupiter, okolí velmi výrazně ovlivňuje svou gravitací. Kvůli ní byla převážná část hmoty vypuzena z oblasti pryč a zbylý materiál již na vytvoření většího tělesa nestačil. Navíc rušivé vlivy největší planety Sluneční soustavy by zformování stejně neumožnily.
Před několika lety přišli s úplně novou teorii dva astronomové z francouzské univerzity v Bordeaux – Sean Raymond a Andre Izidoro. Podle nich byl naopak prostor, který nyní vyplňují malá tělesa a říká se mu hlavní pás planetek, původně prázdný. Jak se postupně formovaly planety, začaly gravitačně ovlivňovat menší objekty ve svém okolí a ty se díky tomu časem dostaly právě do oblasti mezi budoucí planety Mars a Jupiter.
Titiovo–Bodeovo pravidlo Astronomové jsou tvorové zvídaví, a proto mimo jiné bádali nad tím, jestli neexistuje nějaká závislost, která by určovala střední vzdálenosti planet od Slunce. V roce 1766 s takovým pravidlem přišel německý astronom John Daniel Titius, když zřejmě vycházel z některých starších pramenů. O několik let později toto pravidlo upravil a rozšířil do širšího povědomí další německý astronom, Johann Elert Bode, a nyní se tento matematický postup nazývá Titiovo–Bodeovo pravidlo. Toto pravidlo se dá zapsat několika způsoby, asi nejčastěji se používá a = 0,4 + 0,3 x 2n. Za „n“ se dosazují postupně hodnoty −∞, 0, 1, 2, 3, … a výsledkem je střední vzdálenost planety od Slunce v astronomických jednotkách. Jedna astronomická jednotka má velikost 149 597 870 700 metrů a podle její původní definice se jednalo o střední vzdálenost Země od Slunce. V současnosti je pevně definována v metrech, aby se vyloučily chyby měření a nemusely se brát v potaz gravitační i další vlivy, které by její hodnotu mohly měnit. Zdroj: Sluneční soustava měla i 45 planet. Pak v tom vědci udělali pořádek |
Pátrání po planetě X
Ale vraťme se znovu k Titiovo–Bodeovo pravidlu – funguje nebo ne? Dobře vycházelo na údajnou planetu mezi Marsem a Jupiterem, ale když je zde místo ní jen obrovské množství mnohem menších těles, je možné jej považovat za platné? Tento fakt poněkud podkopal víru v jeho platnost. Co však bylo pro něj mnohem horší, vůbec nefungovalo v případě Neptunu. Podle tohoto pravidla měl mít střední vzdálenost od Slunce 38,8 astronomických jednotek, což ale rozhodně nesplňuje. Jeho střední vzdálenost od Slunce je pouze 30,1 astronomických jednotek. Objevily se proto názory, že pravidlo platí u dříve objevených těles možná jen náhodou.
Nejprve se zdálo, že objev Neptunu zcela vyřešil odchylky v dráze Uranu, ale nestalo se tak. Nové výpočty ukázaly, že se sice zmenšily, ale nevymizely úplně. Vypadalo to, že Uran stále ovlivňuje něco neznámého, a dokonce ani Neptun neobíhal kolem Slunce přesně podle výpočtů. Že by se za ním nacházela ještě další planeta? Několik astronomů bylo této myšlence nakloněno a zkoušeli počítat její parametry. Proběhlo také několik pátrání, ale žádné nové těleso za Neptunem nebylo objeveno.
Na začátku 20. století se do hledání nového tělesa pustil americký astronom a matematik Percival Lowell. Označil jej jako Planetu X, kde znak na konci označoval neznámou, stejně jako se používá v matematice. Nejedná se tedy o římskou číslovku „deset“, jak by se možná mohlo zdát. Ani by to nedávalo smysl, protože případná nová planeta by byla devátá.
První vyhledávací kampaň na své observatoři v městě Flagstaff, ležícím v americkém státě Arizona, spustil Lowell roku 1906. Fotoaparátem s objektivem o průměru necelých 13 centimetrů (5 palců) pořídili dva pozorovatelé celkem asi 250 fotografických desek s tříhodinovými expozicemi oblohy. Tyto desky následně prohlížel sám Lowell. Vždy vzal dva snímky stejné oblasti, pořízené s několikadenním odstupem, položil je na sebe a pomocí lupy zjišťoval, zda se některý z objektů neposunul.
Další fotografie oblohy byly pořízeny pomocí zrcadlového dalekohledu o průměru 107 centimetrů (42 palců). Časem se ukázalo, že tento přístroj není příliš vhodný, protože má malé zorné pole. Naopak práci výrazně usnadnil takzvaný blink komparátor od firmy Carl Zeiss, který byl pořízen roku 1911. Jedná se o přístroj, který funguje podobně jako mikroskop, navíc ale umožňuje uživateli do zorného pole rychle přepnout obraz z jedné nebo druhé fotografické desky, takže díky tomu je hledání rozdílů mnohem snazší. Ale ani s pomocí tohoto přístroje se novou planetu nepodařilo objevit.
Lowell se ale nenechal odradit a od roku 1914 rozjel druhý vyhledávací program. Tentokrát se ke snímkování oblohy používal dalekohled zapůjčený ze Sproul Observatory (Sproulova observatoř) s průměrem 23 centimetrů (9 palců) a větším zorným polem. Menší přístroj měl stačit, protože Lowell se domníval, že hledaná planeta bude mít jasnost mezi 12. a 13. magnitudou. Také odhadl její velikost zhruba na sedminásobek Země. Bohužel, ani toto pátrání nebylo úspěšné a bylo přerušeno, když Lowell 12. listopadu 1916 nečekaně zemřel na cévní mozkovou příhodu ve věku 61 let.
Následující léta se observatoř potýkala s dlouhodobými problémy, způsobenými dědickými spory. Situace se uklidnila až po roce 1927 a díky štědrému daru od Abbotta Lawrence Lowella, bratra zesnulého Percivala, bylo možné dokončit nový astrograf (dalekohled pro snímkování oblohy).
V lednu 1929 byl na observatoř přijat nový asistent, Clyde William Tombaugh. Nejprve jen pořizoval snímky, ale po pár měsících jej ředitel hvězdárny, Vesto Melvin Slipher, pověřil hledáním nové planety pomocí blink komparátoru. Tombaugh se tedy pustil do zdlouhavého a úmorného prohlížení snímků a po necelém roce práce objevil objekt, který vykazoval očekávaný pohyb. Stalo se tak 18. února 1930, když porovnával fotografické desky z 23. a 29. ledna. Byla na nich zachycena část souhvězdí Blíženců, konkrétně oblast kolem hvězdy Wasat – delta Geminorum. Později byl objekt dohledán i na méně kvalitním snímku stejné oblasti z 21. ledna. Jeho jasnost byla výrazně slabší, než se očekávalo, dosahovala zhruba 15. magnitudy.
Následující noc byla zatažená, ale hned tu další byla oblast znovu nasnímána a objekt se na fotografické desce objevil přesně tam, kde podle výpočtů měl být. Proto se 20. února trojice astronomů, Tombaugh, Slipher a Carl Otto Lampland, šla podívat na objekt dalekohledem s objektivem 61 centimetrů (24 palců). Poněkud je zklamalo, že nové těleso ani v tomto dalekohledu nebylo vidět jako kotouček, ale jen jako bod.
Devátá planeta
Další snímky a výpočty potvrdily, že nový objekt opravdu obíhá kolem Slunce až za drahou Neptunu, a proto Slipher 12. března odeslal telegram s informacemi o objevu na Harvard College Observatory (Observatoř Harvardovy univerzity). O den později, 13. března, byl objev oficiálně zveřejněn a zároveň o něm vyšla podrobná zpráva v oběžníku. Toto datum bylo vybráno záměrně. Přesně před 149 lety objevil Herschel planetu Uran a zároveň by stejný den oslavil 75. narozeniny Percival Lowell. Sluneční soustava tak získala svoji devátou planetu. Zajímavé je, že když na dráhu Pluta použijeme Titiovo–Bodeovo pravidlo a vynecháme Neptun, zjistíme, že vzdálenost od Slunce vychází velmi dobře. Odchylka od vypočítané hodnoty je menší než dvě procenta.
Známé měsíce Pluta
Na pojmenování nové planety se sešlo obrovské množství návrhů. Nakonec astronomové z Lowell Observatory (Lowellova observatoř), kteří jako objevitelé měli nárok objekt pojmenovat, vybrali jméno Pluto po římském bohu podsvětí. Zároveň tak vzdali poctu Percivalu Lowellovi, jehož iniciály tvoří první dvě písmena názvu.
Řada astronomů se ještě před objevem Pluta snažila vypočítat, jaké parametry by mělo mít těleso, které způsobuje odchylky v drahách Uranu a Neptunu. Brali v úvahu různé střední vzdálenosti od Slunce a také další údaje, takže jejich výsledky byly velmi rozdílné. Například dánský astronom Hans-Emil Lau přišel roku 1900 s hypotézou, že odchylky mohou způsobovat dvě tělesa – jedno 9krát a druhé dokonce 47,2krát hmotnější než Země. Americký astronom William Henry Pickering prováděl výpočty opakovaně, minimálně třikrát – v letech 1909, 1919 a 1928. Při prvních dvou mu vyšlo, že těleso bude mít dvojnásobek hmotnosti Země, v roce 1928 dospěl k hodnotě 0,75 hmoty Země. Jak již bylo zmíněno výše, Percivalu Lowellovi roku 1915 vyšlo, že takzvaná Planeta X bude mít hmotnost zhruba sedminásobně větší než naše Země.
Krátce po objevu se do výpočtů parametrů Pluta pustila dvojice amerických astronomů, Seth Barnes Nicholson a Nicholas Ulrich Mayall, kterým vyšla jeho hmotnost srovnatelná se Zemí. Postupně se ale ukazovalo, že tento údaj je výrazně nadsazený. Roku 1950 vyšel článek, ve kterém nizozemsko-americký astronom Gerard Peter Kuiper uvedl, že hmotnost Pluta bude zřejmě menší než desetina Země. V roce 1976 trojice astronomů z University of Hawaiʻi System (Havajská univerzita) poprvé vypočítala odrazivost (albedo) Pluta a z toho odvodila, že jeho hmotnost nebude přesahovat setinu (jedno procento) hmoty Země.
O dva roky později americký astronom James Walter Christy objevil, že Pluto má měsíc, jenž později dostal jméno Charon. Díky tomu bylo možné mnohem spolehlivěji vypočítat hmotnost obou těles a výsledkem bylo, že Pluto má přibližně 0,2 procenta hmoty Země.
Charon, největší měsíc Pluta, stoupá v představě ilustrátora přes zamrzlý jižní pól této trpasličí planety.
Tato hodnota už dobře odpovídá současným poznatkům a je jasné, že těleso s tak malou hmotností rozhodně nemůže způsobovat pozorované nesrovnalosti v drahách Uranu a Neptunu. Že by se tedy někde za Neptunem skrývalo nějaké další, hmotnější těleso?
Nějakou dobu se po něm pátralo, ale nevedlo to k žádnému úspěchu. Co tedy může způsobovat zmíněné odchylky? Nakonec se počátkem 90. let 20. století přišlo na to, že největší podíl na tom měla mírně (asi o půl procenta) nadhodnocená hmotnost Neptunu a také ne úplně přesné údaje o polohách planet ze starých pozorování. Když se tyto vlivy započetly, ukázalo se, že Uran i Neptun po svých drahách obíhají tak, jak mají.
Je Pluto planeta?
Pluto je nejen mnohem menší a lehčí, než se původně předpokládalo, ale i dalšími parametry se odlišuje od ostatních planet. Například jeho oběžná dráha je velmi protáhlá, dokonce křižuje dráhu Neptunu a díky tomu bylo Pluto od 7. února 1979 do 11. února 1999 blíže Slunci než tato planeta. Dráha Pluta je také neobvykle hodně skloněná k rovině ekliptiky. Sklon dráhy Pluta je více než 17 stupňů, u ostatních planet dosahuje maximální hodnoty u Merkuru, který má sklon 7 stupňů. Dá se říct, že oběžná dráha Pluta připomíná spíše dráhu komety než planety.
Pohled na oběžnou dráhu Pluta z nadhledu. Těleso se pohybuje po výrazně eliptické dráze ve vzdálenosti zhruba od 30 do 48 au (astronomických jednotek, tedy vzdálenosti Země-Slunce). Její oběžná doba je tak dlouhá, že za tu dobu, co o ní víme, obkroužila ani třetinu jedné otáčky.
Mezi astronomy tak postupně narůstalo podezření, že Pluto by se nemělo řadit mezi planety. To ještě zesílilo, když bylo 30. srpna 1992 objeveno těleso, na jehož objevu se podíleli britsko-americký astronom David Clifford Jewitt a vietnamsko-americká astronomka Jane X. Luu(ová). Nejprve získalo provizorní označení 1992 QB1, později bylo pojmenováno (15760) Albion. Z výpočtů vyplynulo, že tento objekt obíhá za drahou Neptunu, a proto někteří novináři neváhali a okamžitě jej označili za desátou planetu. Brzy se však ukázalo, že Albion je velmi malý, jeho průměr nepřesahuje 170 kilometrů, což je na „řádnou“ planetu opravdu málo.
Objev Albionu podnítil nové pátrání po tělesech za drahou Neptunu a brzy byla objevena další. Roku 1993 přibyla 4, o rok později 10, v roce 1995 dalších 16 a na konci roku 2000 jich bylo již 350. Opakovala se tak velmi podobná situace, jako při objevu Cerery. Tehdy bylo také nejprve nalezeno jedno těleso, považované za planetu, ale pak se ve stejné oblasti podařilo objevit velké množství podobných objektů. Když si na chviličku odskočíme do současnosti, zjistíme, že za drahou Neptunu již bylo objeveno více než 3 200 těles.
Ale zase zpátky na začátek třetího tisíciletí. Nově objevovaná tělesa měla průměry maximálně stovky kilometrů, takže se nedala považovat za planety, ale co s nešťastným Plutem? To je sice se svým průměrem 2 376 kilometrů stále největší objekt, obíhající za drahou Neptunu, ale pořád je to výrazně méně než ostatní planety. I nejmenší z nich, Merkur, je s průměrem 4 880 kilometrů více než dvojnásobný.
Planetě Pluto na nedatovaném snímku ze sondy NASA New Horizons (29. března 2022)
Pluto přišlo v Praze o status planety
Zřejmě poslední příslovečnou kapkou k tomu, že bude nutné status Pluta přehodnotit, byly další objevy těles v okolí Pluta po roce 2000. Jednalo se zejména o objekty, které později dostaly jména (50000) Quaoar, (90377) Sedna, (136108) Haumea a (136199) Eris. První dvě tělesa mají průměry více než 1 000 kilometrů, další dvě dokonce přes 2 000 kilometrů. Nějakou dobu to navíc vypadalo, že Eris svou velikostí Pluto překoná. Nakonec si Pluto své prvenství uhájil, ale jen opravdu těsně, protože rozdíl je asi pouhých 50 kilometrů.
Objev takto velkých těles rozvířil debatu o tom, co vlastně je ještě možné považovat za planetu a co už nikoli. Dosud totiž neexistovala přesná definice planety, nebyla zkrátka zapotřebí. Nyní se ale zjistilo, že by se opravdu hodila. Buď bude nutné všechna nově objevená tělesa, která jsou rozměrově a hmotnostně srovnatelná s Plutem, brát jako další planety, nebo se vytvoří nějaká definice, podle které budou tyto objekty zařazeny do jiné kategorie. Po dlouhých a komplikovaných jednáních, která by sama o sobě vydala na samostatný článek, byla 24. srpna 2006 na zasedání Mezinárodní astronomické unie v Praze definice planety schválena.
Planet už je jenom osm, Pluto vědci vyřadili |
Podle této definice musí těleso, které má být považováno za planetu, splnit tři podmínky:
- Nacházet se na oběžné dráze kolem Slunce.
- Mít dostatečnou hmotnost, aby dosáhlo hydrostatické rovnováhy (přibližně kulového tvaru).
- Vyčistit okolí své oběžné dráhy od jiných těles.
Protože Pluto splňuje jen první dvě podmínky, bylo vyřazeno ze seznamu planet a přesunuto do nově vzniklé skupiny. Ta se nazývá trpasličí planety a jejich definice má první dva body shodné s výše uvedenou definicí planety. Liší se až v třetím bodě, který je opačný – trpasličí planety nepročistily své okolí tak, aby byly v dané oblasti dominantní.
Navíc je přidán ještě čtvrtý bod, podle kterého trpasličí planety nemohou být satelitem jiného tělesa. Toto pravidlo ale platí i pro „klasické“ planety a mělo by vyplývat i z prvního bodu – dané těleso musí obíhat (přímo) kolem Slunce. Tímto zásahem se Sluneční soustava vrátila do stavu před objevem Pluta a opět má pouze osm planet. Do kategorie trpasličích planet bylo zatím zařazeno pět objektů: Pluto, Ceres, Eris, Haumea a Makemake, o dalších členech se uvažuje. Kromě Cerery jsou to všechno tělesa, obíhající za drahou Neptunu.
To byla zatím poslední změna v počtu planet, která se odehrála. Čas od času se objeví nějaká hypotéza, podle které se v okrajových částech Sluneční soustavy ukrývá jedno nebo dokonce více těles, která by mohla splňovat planetární definici. Asi nejznámější je odborná práce, jejíž první verzi v roce 2016 zveřejnili dva američtí astronomové – Michael E. Brown a Konstantin Batygin. Později se připojili ještě Juliette C. Beckerová a Fred C. Adams, data se postupně zpřesňovala a v roce 2019 vyšly další články. V nich autoři studie uvedli, že neobvyklé shlukovaní některých objektů za Neptunem může způsobovat těleso o velikosti dvojnásobku až čtyřnásobku Země s hmotností pětkrát až desetkrát větší. Opět se tedy začalo pátrat po velkých objektech za drahou Neptunu, ale dosud se nenašel žádný, který by splňoval uvedená kritéria.
Existuje nemalá skupina astronomů, která s těmito závěry nesouhlasí a má pro svá tvrzení řadu argumentů. Například tvrdí, že prostor za Neptunem není dosud řádně zmapován a zřejmě je zatím objeveno jen velmi malé množství těles, která zde existují. Je proto možné, že pozorované shlukování vypadá neobvykle jen proto, že nám kvůli tomu ještě řada souvislostí uniká. Tělesa s některými parametry se dají objevit snáze, takže se může jednat o pouhý výběrový efekt.
Zdánlivě podivné dráhové elementy několika objektů se dají vysvětlit i bez deváté planety, například působením většího množství malých těles. Někteří vědci poukazují na to, že je nepravděpodobné, aby nějaké větší těleso uniklo pravidelným prohlídkám oblohy, jejichž dosah a rozlišovací schopnosti se stále zdokonalují. Případná větší tělesa za Neptunem by také svou gravitací působila na dráhy planet a tyto vlivy zatím nebyly pozorovány. Jedním z dalších argumentů odpůrců je, že za Neptunem není dostatek hmoty, ze které by se mohlo zformovat těleso větší než Země.
Proti poslední námitce příznivci další planety na periferii Sluneční soustavy zase oponují, že ta mohla vzniknout původně výrazně blíže Slunci a na vzdálenější oběžnou dráhu se dostala až později. Každopádně otázka počtu planet není a v dohledné době určitě nebude zcela definitivně uzavřena. Možná že ještě my, možná až naši potomci se mohou dočkat dalších objevů, kvůli kterým se počet planet Sluneční soustavy změní a opět se budou muset přepisovat učebnice.
