Kuiperův pás
6. prosince začíná nová soutěž pro všechny editory naší encyklopedie !
Do pátku 11.1. si zde vytvořte uživatelský účet a udělejte alespoň 30 slušných editací.
Ze všech aktivních editorů vybereme 3 nejlepší (14.1.) a každý dostane špičkové ceny:
První a nejlepší editor dostane odměnu 600 Kč a status privilegovaného RCRedaktora.
Druhý editor dostane odměnu 300 Kč a status privilegovaného RCRedaktora.
Třetí editor dostane odměnu 200 Kč a status privilegovaného RCRedaktora.

Z Multimediaexpo.cz

Přejít na: navigace, hledání

Kuiperův pás (zřídka také Edgeworthův-Kuiperův pás) je oblast ve sluneční soustavě, která se nachází za dráhou Neptuna ve vzdálenosti 30 až 50 AU od Slunce.

Je pojmenován po astronomovi Gerardu Kuiperovi, který v roce 1951 navrhl teorii o původu některých komet v bližší oblasti než Oortův oblak. Tato oblast byla na jeho počest nazvaná Kuiperův pás. Protože však podobnou teorii vyslovil o více než deset let dříve irský astronom Kenneth Edgeworth (1940), bývá někdy do názvu přidáváno i jeho jméno.

Objekty Kuiperova pásu tvoří větší část všech dosud známých transneptunických těles. V současnosti je známo více než 1000 těles patřících do Kuiperova pásu (ke dni 20. srpna 2006 to bylo 1007 objektů, z nichž definitivní označení dostalo přesně 100 těles). Bývají obvykle označována zkratkou KBO (z angl. Kuiper Belt Objects). Objekty mají zpravidla velikost jen několik desítek kilometrů, ale vyskytují se zde i tělesa o průměru několika tisíc kilometrů. Z Kuiperova pásu pocházejí také některé komety, většina jich však přilétá ze vzdálenějšího Oortova mračna.

Obsah

Vlastnosti a vznik Kuiperova pásu

Většina těles tohoto pásu leží poměrně blízko roviny ekliptiky a tvoří tak víceméně plochý disk, který je zaplněn planetkami a kometami. Relativně menší množství zdejších těles má svou dráhu výrazněji skloněnou k ekliptice. Jde však o ta největší dosud známá tělesa Kuiperova pásu ((136472) Makemake, (136108) Haumea nebo Orcus ). Proto astronomové nazývají tento útvar někdy koblihou.[1]

Počítačové simulace ukazují, že Kuiperův pás silně ovlivňován zejména gravitačními silami Neptunu a Jupiteru. V průběhu formování sluneční soustavy se dráha Neptunu vlivem gravitačních poruch působených množstvím menších těles ve větších vzdálenostech postupně vzdalovala od Slunce. Přitom byla podobná tělesa „vymetena“ z oblasti pod přibližně 40 AU (což je vnitřní hranice oblasti, kterou zaujímají kubewana, obíhající po přibližně kruhových drahách), s výjimkou drah bližších ke Slunci, které jsou v rezonanci 2:3 s Neptunem. Tyto dráhy, podobné dráze planety Pluto, jsou obsazeny tělesy nazývanými plutina. V Kuiperově pásu existují i další, méně početné skupiny těles pohybujících se například v rezonancích 4:3 nebo 2:1 s Neptunem.

Předpokládá se, že většina těles Kuiperova pásu vznikla v prostoru, kde se nacházejí i nyní, i když nezanedbatelné množství z nich se mohlo formovat i v blízkosti Jupiteru, odkud mohla být gravitačními poruchami způsobenými velkými planetami vyhnána až za dráhu Neptunu. Poslední teorie – které jsou však podpořeny pozorováními – naznačují, že by naopak těchto vypuzených těles mohla být většina.[2]

Naopak gravitační poruchy způsobené Neptunem čas od času vypudí některé těleso z oblasti Kuiperova pásu do vnitřních částí sluneční soustavy a to se promění v dlouhoperiodickou kometu.

Vnější hranice Kuiperova pásu leží přibližně ve vzdálenosti kolem 50 AU od Slunce. V této oblasti přechází do rozptýleného disku, který neleží jen v rovině blízké k ekliptice, ale sahá do větších ekliptikálních šířek, než Kuiperův pás (dráhy těchto těles mohou mít značný sklon k ekliptice a je tedy „rozptýlenější“, odtud jeho název) a v němž se pohybují tělesa, souhrnně označovaná zkratkou SDO (z angl. Scattered Disc Objects, tedy tělesa rozptýleného disku). Někteří astronomové však tuto oblast, která sahá až přibližně do vzdálenosti 1000 AU, považují za část Kuiperova pásu a nazývají ji Kuiperův rozptýlený pás a jeho tělesa označují SKBO (z angl. Scattered Kuiper Belt Objects, tedy tělesa rozptýleného Kuiperova pásu).

Odhady počtu těles Kuiperova pásu

Na základě optických pozorování se předpokládá, že se v Kuiperově pásu nachází kolem 50 tisíc objektů větších než 100 km. V současné době probíhá přehlídka nebe v rámci projektu Taiwan–America Occultation Survey, která by měla v dohledné době zjistit počet objektů o průměru od 1 km výše v této části sluneční soustavy. Těch může být podle dosavadních odhadů řádově miliarda.[1]

Na základě pozorování krátkodobých prudkých poklesů intenzity rentgenového zdroje Scorpius X-1 astronomickou družicí Rossi X-ray Timing Explorer v trvání 1 až 10 milisekund, způsobovaných tělesy v Kuiperově pásu, byl počet objektů o průměrech 10 až 100 m odhadnut na 1015. Podle matematických modelů frekvence vzájemných srážek, které je teoreticky rozmělňují, by jich však mělo být jen 1010 až 1012 a to přesto, že průměrná vzdálenost dvou těles o průměru 20 m činí pouze asi 200 tisíc kilometrů, což je v astronomickém měřítku velmi málo. Z diskrepance mezi zjištěným počtem a matematickým modelem vyplývá, že je nutno revidovat naše názory na mechanismus srážek v Kuiperově pásu.

Pozdější pozorování amerických a tchajwanských astronomů (v letech 20062008) bylo založeno na zákrytu hvězd ve viditelném oboru spektra. Mělo být schopno najít tělesa o rozměrech 3–28 km. Nebyly však při něm nalezeny žádné takové planetky.[3] Toto měření je v protikladu s předchozím měřením zákrytu rentgenového zdroje a potvrdí-li se, bude nutno přehodnotit způsob vzniku těles v Kuiperově pásu. Naznačovalo by to, že v této oblasti došlo k překotnému růstu těles. Planetesimály, které zde v počátečních fázích tvorby sluneční soustavy vznikly, se na sebe nabalovaly a vytvořily vždy větší tělesa – tzv. planetární embrya.

Tato situace, kdy v určité oblasti bylo mnoho malých planetesimál a jejich vzájemné rychlosti byly malé, umožňuje vznik pouze několika větších planetek, které takto vyčistí prostor mezi sebou.[3]

Vlastnosti těles Kuiperova pásu

Kromě Pluta jeho měsíce Charonu bylo zatím spektroskopicky prozkoumáno jen velmi málo těles Kuiperova pásu. I tak lze říci, že jsou převážně tvořeny směsí ledů, tedy těkavých látek v pevném skupenství, jako jsou voda, oxid uhličitý, oxid uhelnatý, metan i vyšší uhlovodíky a dusík.[1] Kromě nich jsou v ledu přimíšeny i křemičitanové horniny v podobě prachu a malých úlomků. Podíl těkavých látek činí od 20 do 70 %. Na povrchu řady těles Kuiperova pásu se působením radiace vytvořila fotolýzou směs vysokomolekulárních organických látek, nazývaná tholin, která jim dává slabě načervenalou barvu.

Spektroskopicky zjištěné složení KBO tak znovu podpořilo teorii, že se tato tělesa velmi podobají jádrům komet, a že tedy Kuiperův pás může být jedním ze zdrojů, odkud přilétají nové dlouhoperiodické i krátkoperiodické komety.

Díky převládajícímu ledovému povrchu má značná část KBO poměrně vysoké albedo, pohybující se nad hodnotu 0,5. Zanedbání této skutečnosti vedlo v minulosti k tomu, že odhady průměrů (rozměrů) některých příslušníků KBO byly značně nadhodnoceny. Např. u objektu Eris první odhady jeho průměru se pohybovaly kolem 4000 km, později na základě pozorování v infračervené oblasti byl korigovány na 3000  ale na základě interpretace snímků z Hubbleova vesmírného dalekohledu (HST) se zdá, že bude ještě podstatně menší, kolem 2400 km. To by však znamenalo, že albedo ve vizuální oblasti by dosahovalo mimořádné hodnoty nejméně 0,86.

Oběžné dráhy objektů Kuiperova pásu

Zjednodušené schéma Kuiperova pásu

I když rezonanční vlivy Neptunu na tělesa Kuiperova pásu – jak naznačily počítačové simulace – mají velký vliv na stabilitu jejich drah, více jak dvě třetiny KBO patří do skupiny kubewan, u nichž doby oběhu leží mezi rezonancemi 2:3 a 1:2. Do skupiny kubewan sice spadají i další rezonance, zejména 3:5 a 4:7, ale na frekvenci výskytu KBO nemají výrazný vliv. Výrazné zvýšení počtu těles se ukazuje při vnitřním okraji Kuiperova pásu, rezonance 2:3, kde se nacházejí plutina. Druhý okraj tvoří resonance 1:2, obsazena zatím málo početnou skupinou těles nazývaných twotina.

Sklon k ekliptice

Původní předpoklady, že Kuiperův pás je tvořen výlučně tělesy s drahami s minimálním sklonem k ekliptice, se nepotvrdil. Ukazuje se, že klasické objekty Kuiperova pásu (kubawana) se zdají vytvářet dvě skupiny; při statistické analýze se ukazuje, že jedno maximum, velmi výrazné je při sklonu 4° k ekliptice, druhé, difúzní a s výrazně menším počtem zástupců, leží mezi 30° a 40° sklonu. Podle současných představ tělesa s nízkým sklonem jsou původní; vznikala při tvorbě těles sluneční soustavy za drahou Neptunu, zatímco většina těles s vysokým sklonem byla do Kuiperova pásu přemístěna z vnitřních částí sluneční soustavy gravitačními poruchami Neptunu. Proto první z nich se nazývají někdy „studená“ KBO, zatímco druhé mají označení „horká“ KBO.

To, že zatím je známo více KBO s malými sklony dráhy k ekliptice, může být důsledkem výběrového efektu, neboť hledání transneptunských těles se zatím soustřeďuje téměř výlučně na oblasti v blízkosti ekliptiky.

Kosmické sondy

Do oblasti Kuiperova pásu míří sonda New Horizons. Jejím hlavním cílem je výzkum Pluta, kam má doletět 14. července 2015. Pak by měla v letech 2015–2020 zkoumat několik dalších zatím neurčených těles z této oblasti.[3]


Přehled nejjasnějších objektů Kuiperova pásu

V tabulce jsou uvedeny objekty s absolutní hvězdnou velikostí M < 4,0.

Definitivní
označení
a jméno
Předběžné
označení
Absolutní
hvězdná
velikost
Albedo Rovníkový
průměr
(km)
Velká
poloosa

(AU)
Rok
objevu
Objevitel Způsob určení
průměru
(136199) Eris 2003 UB313 −1,2 0,55 ± 0,15 3000 ± 500 67,697 2005 M. Brown, C. Trujillo a D. Rabinowitz tepelné záření
(134340) Pluto   −1,0 0,6 2320 39,482 1930 C. Tombaugh zákryt
(136472) Makemake 2005 FY9 "Easterbunny" −0,3 0,8 ± 0,2 1800 ± 200 45,660 2005 M. Brown, C. Trujillo a D. Rabinowitz odhadované albedo
(136108) Haumea 2003 EL61 „Santa“ 0,1 0,6 (odhad) ~1500 43,317 2005 J. L. Ortiz et al.; M. Brown et al. odhadované albedo
Charon S/1978 P1 1 0,4 1205 39,482 1978 J. Christy zákryt
(90482) Orcus 2004 DW 2,3 0,1 (odhad) ~1500 39,343 2004 M. Brown, C. Trujillo a D. Rabinowitz odhadované albedo
(50000) Quaoar 2002 LM60 2,6 0,10 ± 0,03 1260 ± 190 43,585 2002 C. Trujillo a M. Brown pozorován disk
(28978) Ixion 2001 KX76 3,2 0,25 – 0,50 400 – 550 39,658 2001 Deep Ecliptic Survey tepelné záření
(55636) 2002 TX300 3,3 > 0,19 < 709 43,119 2002 NEAT tepelné záření
(55565) 2002 AW197 3,3 0,14 – 0,20 650 – 750 47,303 2002 C. Trujillo, M. Brown, E. Helin, S. Pravdo,
K. Lawrence a M. Hicks / Palomar Observatory
tepelné záření
(55637) 2002 UX25 3,6 0,08? ~910 42,533 2002 A. Descour / Spacewatch odhadované albedo
(20000) Varuna 2000 WR106 3,7 0,12 – 0,30 450 – 750 42,900 2000 R. McMillan tepelné záření
  2002 MS4 3,8 0,1 (odhad) 730? 41,905 2002 C. Trujillo a M. Brown odhadované albedo
  2005 RN43 3,8 0,1 (odhad) 730? 41,533 2005 ? odhadované albedo
  2003 MW12 3,8 0,1 (odhad) 730? 45,941 2005 J. A. Larsen odhadované albedo
  2003 AZ84 3,9 0,1 (odhad) 700? 39,454 2003 C. Trujillo a M. Brown odhadované albedo

Reference

  1. 1,0 1,1 1,2 SCHEIRICH, Petr. Planetky Kuiperova pásu. Nebeský cestopis (Český rozhlas Leonardo) [online]. 2006-12-16 [cit. 2008-02-17]. Začátek ve stopáži: 7m 20s. Dostupné online.  
  2. KOTEN, Pavel. Tajemný svět za Neptunem. Science [online]. 2006-03-21 [cit. 2008-2-17]. Dostupné online.  
  3. 3,0 3,1 3,2 BROŽ, Miroslav. Nebeský cestopis [online]. Český rozhlas Leonardo, 2008-12-28, [cit. 2009-01-23]. Kapitola Makemake a Haumea. Čas 25:50 od začátku stopáže. Dostupné online.  

Externí odkazy


Sluneční soustava
            Hlavní tělesa Sluneční soustavy

SluncePlanetaMerkur • Venuše • Země • Mars • Jupiter • Saturn • Uran • Neptun •

Trpasličí planety

Planetka • PlutoidyPluto • Ceres • Eris • Haumea • Makemake

  Měsíce sluneční soustavy

MěsícMarsovyasteroidníJupiterovy • Saturnovy • Uranovy • Neptunovy • Plutovy

Hlavní pás planetek

MeteoroidykometyOortův oblakHillsův oblak • Kuiperův pás • Transneptunická tělesa • Sluneční vítr