Wikipedista:Ftom/Pískoviště

1. 20170220

1. oprav citace na periodikum

p * UVOD p * OBJEV PLANETEK p ** historie objevovani p ** soucasne prehlidky, tempo a blizka budoucnost p ** planetky kolem jinych hvezd p * TERMINOLOGIE -- planetka vs asteroid(a) vs planetoid(a)

 ** oznacovani planetek v ceskem pravopise, rody

p * OZNACENI PLANETEK

 * KLASIFIKACE (spojit s vlastnostmi)
 ** typy drah, drahove elementy (oskulacni, vlastni), rezonance, blizkozemni planetky

p ** spektralni klasifikace, V a IR spektra, slozeni povrchu, space weathering a reddening, vnitrni slozeni p* VLASTNOSTI PLANETEK p ** umisteni v ss, struktura HP, vztah k dalsim telesum (NEO a vnejsi -- Trojani, KBOs) p ** rozdeleni prumeru (hmotnosti), nejvetsi planetky

 ** rotacni periody, pozorovani, sklony os, tvarove modely

svetelna krivka, ukazka modelu, radarove modely?,

 ** slozeni, povrch, barva, hustota, meteoriticke analogy
 ** pribuzenske vztahy (rodiny, binary, pary, triplety)
 * VZNIK PLANETEK

p ** prvni predstavy o puvodu planetek

  ** soucasny pohled
 * VYVOJ PLANETEK
 ** dynamicky -- migrace, zasobeni NEAs
 ** srazkovy -- doba zivota, cetnost srazek, dusledky (rodiny, povrchy, space weathering)
 ** negravitacni jevy (Jarko a YORP, cestovani, vliv na rotaci a sklon osy)
 * AKTIVNI PLANETKY a vztah ke kometam
 * VYZKUM PLANETEK	
 ** vyznam p. ve vyzkumu
 ** metody vyzkumy (http://physics.muni.cz/~ftom/wiki/index.php/Jak_se_zkoumaji_planetky)

p *** in situ vyzkum -- sondy k planetkam minule i planovane

 * MOZNE VYUZITI PLANETEK (tezba surovin, meziplanetarni cesty)

p * RIZIKA spojena s planetkami

%%%%%%%%%%%%%%% zacatek textu %%%%%%%%%%%%%%%

Blízkozemní planetka (433) Eros na fotografii sondy NEAR Shoemaker

Planetka je malé těleso sluneční soustavy, které obíhá kolem Slunce především v prostoru mezi Marsem a Jupiterem v hlavním pásu planetek. Další planetky najdeme v oblasti terestrických planet jako blízkozemní planetky, křižiče Marsu nebo naopak na podobné oběžné dráze jako má Jupiter, ty nazýváme trojáni.

Další malá tělesa se nachází mezi drahami obřích plynných a ledových planet (kentauři) nebo za drahou Neptuna ve skupině transneptunických těles. Ta se od planetek liší svým složením, jde převážně o tělesa tvořená zmrzlými těkavými látkami a prachem. Prakticky celou sluneční soustavu zabydlují ještě komety, které po přiblížení ke Slunci projevují svou aktivitou vytvořením komy, případně také plynového a/nebo prachového ohonu.

Velikosti planetek se pohybují ve velmi širokém rozmezí od několika metrů až do několika set kilometrů. Největší těleso mezi planetkami v hlavním pásu je trpasličí planeta Ceres, která má střední průměr 946 km Menší tělesa nazýváme meteoroidy.

Ke 24. únoru 2017 bylo známo 728 862 katalogizovaných planetek, 483 390 s dobře určenou dráhou bylo očíslováno, z toho 20 364 je pojmenováno.

V hlavním pásu je podle odhadů asi 1,3 miliónů planetek větších než 1 km (přesněji s H < 18 mag) , menších těles je mnohem více. Celková hmotnost planetek v hlavním pásu se odhaduje na 0,05 % hmotnosti Země. Mnohem více malých těles s řádově větší celkovou hmotností se nachází mezi transneptunickými tělesy.

Složení planetek je různorodé, blíže ke Slunci obíhají planetky kamenné, které prošly větší tepelnou přeměnou a mají menší obsah těkavých látek (např. vodní led), je jich asi 1/6. Dál od Slunce jsou pak planetky primitivnější (méně tepelně přeměněné) s větších podílem uhlíku a těkavých látek, těch jsou skoro 3/4. Mezi nimi je také malý podíl planetek železo-niklových a planetek s exotičtějším složením (např. výrazný podíl olivínu u planetek typu A nebo pyroxenu u typu V). Tyto exotické planetky zřejmě pochází z různých hloubek větších diferencovaných planetek, které byly rozbity při obřích vzájemných srážkách mezi planetkami. Podobně rozmanité jsou i další fyzikální vlastnosti planetek a poslední výsledky výzkumu naznačují, že hranice mezi planetkami, ledovými tělesy ve vzdálenějších oblastech sluneční soustavy a kometami není zdaleka ostrá.

Pro označení planetek se používá také synonymum asteroid (oba názvy jsou spisovné), což je termín, který převažuje především ve Spojených státech, ale také se běžně používá v jiných jazycích kvůli překladům vědeckých i populárně–naučných textů, filmů a videí.

V prosinci 2016 OSN vyhlásilo 30. červen jako mezinárodní den planetek. Datum bylo vybráno podle výročí pádu Tunguského meteoritu nad Ruskou Sibiří 30. června 1908. Má sloužit k připomenutí potenciálního nebezpečí, které planetky představují pro život na Zemi, ale také příležitostí k poznání vesmíru, které nám nabízejí.

Objev planetek

První planetka byla objevena 1. ledna 1801 na palermské hvězdárně Giuseppem Piazzim a dostala jméno Ceres. Tehdy se myslelo, že byla objevena nová planeta sluneční soustavy.

Historické metody

Díky objevům na poli astronomie došlo během 19. a 20. století k velkému posunu v objevování planetek. Zároveň výzkum planetek vedl k rozvoji různých oblastí astronomických pozorování i astrofyziky.

Na konci 18. století vytvořil baron Franz Xaver von Zach skupinu 24 astronomů, která měla na obloze najít chybějící planetu. Ta se, podle Titius-Bodeova zákona, měla nacházet přibližně ve vzdálenosti 2,8 astronomické jednotky od Slunce. Impulsem k vytvoření této skupiny byl úspěch Williama Herschela, který v roce 1781 objevil za pomoci stejného zákona planetu Uran. Bylo nutné připravit ručně kreslené mapy oblohy pro všechny hvězdy zvěrokruhu až po dohodnutou limitní magnitudu. Během následujících nocí měla být obloha zmapována, přičemž cílem pátrání měl být nějaký neznámý pohybující se objekt. Předpokládalo se, že rychlost pohybu nové planety by měla činit asi 30 úhlových vteřin za hodinu. Během tohoto pátrání však nebyla objevena planeta nýbrž planetka (1) Ceres. Během několika následujících let byly objeveny další planetky: (2) Pallas, (3) Juno, (4) Vesta, přičemž poslední z nich byla objevena roku 1807.

V pátrání po dalších planetkách pokračoval od roku 1830 Karl Ludwig Hencke. O 15 let později objevil planetku (5) Astraea. Za méně než dva roky našel planetku (6) Hebe. K pátrání se zanedlouho přidali i další astronomové a od té doby byla každý rok objevena alespoň jedna nová planetka (vyjma roku 1945). Mezi významné „hledače“ planetek patřili např.: John Russell Hind, Annibale de Gasparis, Karl Theodor Robert Luther, Hermann Mayer Salomon Goldschmidt, Jean Chacornac, James Ferguson, Norman Robert Pogson, Ernst Wilhelm Leberecht Tempel, James Craig Watson, Christian Heinrich Friedrich Peters, Alphonse Louis Nicolas Borrelly, Johann Palisa, Paul Henry, Prosper Henry a Auguste Charlois.

Roku 1891 použil Maximilian Franz Joseph Cornelius Wolf poprvé astrofotografii na zjišťování přítomnosti planetek, která se kvůli svému vlastnímu pohybu a dlouhé expozici zobrazovala jako proužky světla na fotografické desce. Tato metoda v porovnání s předchozími výrazně zvýšila úspěšnost při pátrání po nových planetkách. Sám Wolf jich objevil celkem 248 počínaje (323) Brucia. O století později byl identifikován stále jen zlomek z celkového počtu existujících planetek. Astronomové se jimi příliš nezabývali a nazývali je „nebeskou havětí“, protože jim planetky kazily dlouhé expozice objektů hlubokého nebe.

Moderní metody

Planetky byly až do roku 1998, kdy se začaly používat automatizované dalekohledy, hledány ve čtyřech krocích. Nejprve se vyfotografovala část oblohy širokoúhlým dalekohledem. Většinou byly pořízeny dvě fotografie s odstupem jedné hodiny. Poté se tyto párové fotografie zkoumaly pomocí stereoskopu. Obrázek pohybujícího se tělesa se pod stereoskopem jevil oproti hvězdám v pozadí jako nepatrně „plavající“. Následně poté, co se podařilo identifikovat pohybující se těleso, byla jeho pozice přesně změřena použitím digitalizačního mikroskopu. Tato pozice se měřila relativně vůči hvězdám, jejichž poloha byla známa.

Tyto tři kroky však ještě neznamenaly objev planetky: pozorovatel totiž zatím jen našel úkaz, který dostal dočasné označení. Posledním krokem bylo zaslání pozic a časů měření tehdejšímu řediteli Centra planetek (anglicky Minor Planet Center) Brianu Marsdenovi. Ten potom vypočítal, zda tento objekt obíhá po uzavřené oběžné dráze kolem Slunce. Pokud ano, byl pozorovatel úkazu prohlášen za objevitele a dostal právo jej pojmenovat ihned poté, co objekt dostal definitivní ozačení pořadovým číslem.

Nejnovější technologie: hledání nebezpečných planetek

V poslední době se zvyšuje zájem identifikovat planetky, které protínají oběžnou dráhu Země a u nichž tedy existuje riziko srážky se Zemí. Mezi tři nejdůležitější skupiny planetek blízko Země patří apolla, amoři a ateni.

Do skupiny planetek blízko Země patří i (433) Eros, který byl objeven už roku 1898. V následujícím období byla objevena srovnatelná tělesa – v pořadí, v jakém byly objevené, jsou to: (1221) Amor, (1862) Apollo, (2101) Adonis a konečně (69230) Hermes, který se roku 1937 přiblížil do vzdálenosti pouhých 0,005 AU od Země.

Dvě významné události v pozdějších desetiletích ještě zvýšily stupeň znepokojení: zvyšující se akceptace teorie Waltera Alvareze o vyhubení dinosaurů následkem dopadu planetky na Zem a pozorování srážky komety Shoemaker-Levy 9 s Jupiterem v roce 1994.

Tyto a mnohé jiné události podnítily spuštění vysoce efektivních automatických systémů k objevování planetek, které místo fotografických desek mají v ohnisku dalekohledu velmi citlivé CCD čipy, jejichž elektrický signál je digitalizován a zpracováván počítačem. Od roku 1998 byla těmito systémy objevena drtivá většina planetek.

Nejvýznamnější projekty objevující planetky jsou tyto:

• Catalina Sky Survey (CSS)
• Pan-STARRS
• Lincoln Near-Earth Asteroid Research (LINEAR)
• Spacewatch
• NEOWISE
• Near-Earth Asteroid Tracking (NEAT)
• Lowell Observatory Near-Earth-Object Search (LONEOS)
• Campo Imperatore Near-Earth Objects Survey (CINEOS)
• Japanese Spaceguard Association
• Asiago-DLR Asteroid Survey

Počet známých planetek stále rychle roste, především díky rozvoji pozorovací techniky a automatických metod zpracování dat. Probíhající nebo připravované přehlídkové dalekohledy a vesmírné sondy, jako například Pan-STARRS, Gaia nebo LSST, slibují dramaticky zvýšit počet známých planetek a také přesněji popsat fyzikální vlastnosti pro velkou část z nich.

%%% grafik se statistikou objevu

Planetky kolem jiných hvězd

I kolem jiných hvězd se předpokládá existence planetek. Pozorování ukazují existenci prachových disků a obálek, ze kterých se pravděpodobně rodí planety a ze zbylého materiálu potom planetky. V některých exoplanetárních systémech se ve středních infračervených vlnových délkách pozoruje záření velmi horkého prachu, které může být způsobeno například srážkami planetesimál.

Spektra chladnoucích bílých trpaslíků ukazují na přítomnost prvků těžších než helium. Přitom všechny tyto prvky by měly kvůli gravitační diferenciaci být jen ve větších hloubkách, nikoliv v atmosféře. Tato pozorování se tedy dají vyložit tak, že na povrch bílých trpaslíků dopadají tělesa, které obsahují tyto těžší prvky. Chemické složení i odhady velikostí těchto těles ukazují právě na planetky.

Terminologie

V češtině se pro planetky používá také synonymum asteroid, které je velmi běžné především v americké terminologii. Kvůli překladům vědeckých i populárně–naučných textů, filmů a videí se udržuje i v dalších jazycích. Angličtina má také termín minor planet, který je ale obvykle používán obecněji pro označení malých těles ve sluneční soustavě. Toto označení preferuje i Mezinárodní astronomická unie a nese ho také Minor Planet Center sídlící v Cambridge ve státě Massachusetts ve Spojených státech.

Označení asteroid (latinsky hvězdě podobný) prosadil William Herschel roku 1802, tedy rok po objevu první planetky. Sám Herschel zřejmě nebyl autorem tohoto termínu{ref eng wiki}, jeho použití vysvětluje takto:

„	Pro tento jejich hvězdný vzhled, pokud mohu použít takového výrazu, tedy proto jsem si vytvořil vlastní pojmenování a nazývám je asteroidy; vyhrazuji si však nicméně volnost změnit toto pojmenování, jestliže jiné, výstižnější povaze jejich, se objeví.	“
— William Herschel

Jak je tedy zřejmé, že šlo o popisné pojmenování vzhledu planetek v dalekohledu: byly to malé body, stejně jako hvězdy (kdežto u planet šlo pozorovat kotoučky a případně i některé povrchové útvary jako pásy na Jupiteru či Saturnu nebo tmavší oblasti či polární čepičky na Marsu).

V 50. letech 19. století bylo objeveno už asi 30 takových těles a objevily se i první měření či odhady jejich velikostí (byť velmi nepřesné) a astronomové si uvědomili, že popisné pojmenování asteroid nevystihuje podstatu těchto objektů. Proto se skupina astronomů, kteří se v polovině 19. století těmto tělesům nejvíce věnovali, rozhodla, že tato tělesa by měla být zvláštní kategorií těles ve sluneční soustavě a měla by se nazývat v angličtině minor planets, německy kleine Planeten a česky malé planety. Protože čeština vytváří zdrobněliny pomocí koncovek, ujalo se slovo planetka. Toto označení vyjadřuje fyzikální podstatu těchto objektů a ne to, jak se jeví při pohledu do dalekohledu.

Ve starší literatuře se lze setkat též s názvy planetoida nebo planetoid, dnes již zastaralými a prakticky nepoužívanými. Tato pojmenování měla svůj původ ve vzhledu těchto těles (planetoid - podobný planetě).

V srpnu 2006 byl rezolucí Astronomického kongresu Mezinárodní astronomické unie (IAU) v Praze definován pojem planeta a v souvislosti s tím i nový pojem trpasličí planeta. Do této nové kategorie byla přesunuta i jedna planetka hlavního pásu a to (1) Ceres, jedno transneptunické těleso, (136199) Eris, a bývalá planeta (134340) Pluto.

Označení planetek

Související informace naleznete také na stránce Označení planetek.

Planetky se označují číslem a jménem, pokud nějaké mají, případně nesou jen provizorní označení, které kóduje přibližné datum jejich objevu.

priklady (433) Eros nebo bez závorky 433 Eros.

provizorni oznaceni 2012 EB12

• statistika cislovani a pojmenovani (en.wiki: minor planet -- vytovr cesky graf)

Pojmenování objevených planetek

Jakmile je potvrzena oběžná dráha planetky, dostane číslo a později jí může být přiděleno i jméno (např. (1) Ceres). Několik prvních bylo pojmenováno po postavách z řecké nebo římské mytologie. Později byla používána i jména slavných osobností, manželek objevitelů a dokonce i televizních postav. Nepsaná tradice udělování pouze ženských jmen pomyslně skončila až planetkou 334 Chicago.

dynamicke skupiny Několik skupin planetek nese jména s klasickým námětem jako např. kentauři. pojemnovane podle prvniho znameho telesa, potom nesou jmena z dane oblasti mytologie trojani a rekove blizkozemni -- apolla, ateni, amori

Vlastnosti planetek

Výzkum planetek v posledních desetiletích zažívá velký rozvoj. Díky tomu se daří nejen objevovat stále menší planetky ve stále větších vzdálenostech od Slunce, ale také popisovat jejich fyzikální charakteristiky. Na základě vlastností jejich oběžných drah dnes víme o místech, kde se planetky ve sluneční soustavě převážně nacházejí a kde jich je naopak málo. Z měření vlastností světla, které odrážejí nebo vyzařují, můžeme odvodit jejich velikost, rychlost rotace, přibližný tvar, chemické vlastnosti jejich povrchu a také jeho strukturu. Z aktivních radarových měření pak dokážeme nezávisle měřit vlastnosti povrchu planetek, rychlost jejich rotace, určit velmi přesně tvar blízkých planetek včetně nápadných povrchových útvarů a výrazně upřesnit jejich dráhu ve sluneční soustavě. To je velmi důležité například pro vyloučení rizika srážky blízkozemních planetek se Zemí v blízké budoucnosti.

Dělení planetek podle oběžných drah

Z hlediska charakteru oběžných drah se planetky dělí do celé řady skupin.

Objekty ve vnitřní sluneční soustavě

Schematické znázornění hlavního pásu planetek mezi oběžnými drahami Marsu a Jupiteru. Zobrazeni jsou také trojáni předcházející a následující Jupiter na jeho oběžné dráze a planetky skupiny Hilda.

V rámci sluneční soustavy už byly objeveny statisíce planetek. Ke 24. únoru 2017 bylo známo 728 862 katalogizovaných planetek, 483 390 s dobře určenou dráhou bylo očíslováno, z toho 20 364 je pojmenováno. Poslední odhady uvádějí, že v hlavním pásu je celkový počet planetek větších než 1 km kolem 1,3 milionů.

Ve vnitřní oblasti sluneční soustavy omezené přibližně dráhou planety Jupiter se nacházejí objekty, které patří mezi planetky v užším slova smyslu, to znamená, že jde o tělesa jejichž podstatu tvoří minerály nebo komplexy minerálů, které známe i ze Země. Menší část potom tvoří primitivnější materiál z něhož se tvořila sluneční soustava, tedy ledy různých těkavých látek včetně vody, případně hydratované minerály. Malou část těchto planetek také tvoří kovy, jako například železo nebo nikl.

• planetky obíhající uvnitř dráhy Země:
  • vulkanoidy – hypotetická skupina planetek, obíhajících uvnitř dráhy planety Merkur. Pátrání po nich je zatím neúspěšné;
  • Atiřina skupina (též zkráceně atiry, dříve apohely) – planetky s afelem menším než 0,983 AU, tedy taková tělesa, jejichž celá dráha leží uvnitř oběžné dráhy Země. Vzhledem k tomu je jejich maximální úhlová vzdálenost od Slunce velmi malá a proto jsou obtížně pozorovatelné. V angličtině se také nazývají Interior Earth Objects. V únoru 2017 známe 16 planetek skupiny atira{ref neo_jpl}.

• blízkozemní planetky:
  • trojáni Země – tělesa, pohybující se po komensurabilních drahách 1:1 se Zemí a nacházející se v libračních centrech L₄ a L₅ systému Slunce–Země. Jediný zatím zjištěný a potvrzený zástupce této skupiny je planetka [[2010 TK₇]];
  • planetky koorbitální se Zemí – planetky, pohybující se po dráze velmi podobné dráze Země a blízké komensurabilitě 1:1. Vzhledem k tomu vykonávají vůči Zemi složitou dráhu připomínající podkovu; mohou se dočasně na dobu desítek až stovek let stát i dočasnými měsíci Země. Jsou známy dva případy, a to planetky (3753) Cruithne a 2002 AA₂₉;
  • Atenova skupina (též zkráceně ateni) – kříží dráhu Země, jejich dráha je z větší části uvnitř zemské dráhy, doba jejich oběhu okolo Slunce je kratší než jeden rok. Jsou pojmenovány podle planetky (2062) Aten;
  • Apollonova skupina (též zkráceně apolla) – kříží dráhu Země, jejich dráha je z menší části uvnitř zemské dráhy, jejich oběh okolo Slunce trvá déle než jeden rok. Jsou pojmenovány podle planetky (1862) Apollo;
  • Amorova skupina (též zkráceně amoři) – jejich dráhy se zvnějšku blíží k dráze Země, ale nekříží ji. Jsou pojmenovány podle planetky (1221) Amor;
• planetky blízké Marsu:
  • křížiči dráhy Marsu – jejich dráhy kříží dráhu planety Marsu;
  • Martovi trojáni – planetky v komensurabilitě 1:1 s Marsem (znám zatím jen jediný případ, planetka (5261 Eureka);

• planetky hlavního pásu – obíhají v prostoru mezi drahami Marsu a Jupiteru, zhruba ve vzdálenostech od 2 AU do 4 AU a z větší části se vytvořily z protoplanetárního disku v oblasti, kde v důsledku gravitačního vlivu Jupiteru se nemohlo vytvořit jediné velké těleso. Mnohé vznikly dodatečně rozpadem původně vzniklých těles při jejich vzájemných srážkách. Rezonanční vliv Jupiteru způsobuje, že některé dráhy jsou „zakázané“; to vede ke vzniku mezer v hlavním pásu, nazývaných Kirkwoodovy mezery na počest jejich objevitele Daniela Kirkowooda, který je popsal v roce 1874.

• planetky svázané s Jupiterem:
  • trojáni – hodnoty velké poloosy jejich drah leží v rozpětí od 5,05 AU do 5,4 AU, pohybují se tedy po přibližně stejné dráze jako Jupiter, v komensurabilitě 1:1. Dynamicky tvoří jednu skupinu, prostorově však rozdělenou do dvou samostatných celků. Jsou totiž seskupeny kolem libračních center L₄ a L₅ soustavy Slunce–Jupiter. Dostávají jména po hrdinech trojské války, skupina nacházející se kolem bodu L₄ po hrdinech řeckého tábora, druhá skupina kolem bodu L₅ podle obránců města Tróje. Prvním objeveným trojánem byl (588) Achilles;
  • planetky koorbitální s Jupiterem – planetky, pohybující se po dráze velmi podobné dráze Jupiteru a blízké komensurabilitě 1:1. Vzhledem k tomu vykonávají vůči Jupiteru složitou dráhu připomínající podkovu; mohou se dočasně na dobu tisíců až desetitisíců let stát i dočasnými měsíci této planety. I když nejsou dosud známy žádné případy takových těles, některé vzdálené měsíce Jupiteru mohou být zachycenými planetkami tohoto typu.

Objekty ve vnější sluneční soustavě

Na rozdíl od těles ve vnitřní části sluneční soustavy je naprostá většina těchto objektů tvořena vodním ledem a dalšími těkavými látkami v pevném skupenství. Představují proto většinou neaktivní nebo málo aktivní jádra komet. Proto se někdy vůbec nepočítají k planetkám.

• tělesa s perihelem mezi drahami Jupiteru a Neptunu:
  • kentauři – jsou to tělesa, jejichž celá dráha se nachází v prostoru mezi Jupiterem a Neptunem. První těleso tohoto druhu objevené 1. listopadu 1977 se nazývá (2060) Chiron. Protože však byla pozorována i jeho kometární aktivita, má též alternativní označení jako kometa 95P/Chiron;
  • damokloidy – jsou to tělesa na velmi excentrických drahách s perihelem ležícím uvnitř dráhy Neptunu a s afelem daleko za jeho drahou. Jejich oběžné dráhy se nápadně podobají drahám komet Halleyovy rodiny komet a pocházejí zřejmě z Oortova oblaku. Většina astronomů je proto považuje jednoznačně za jádra komet. Jsou pojmenovány podle objektu (5335) Damocles;
• Neptunovi trojáni – pohybují se po přibližně stejné dráze jako Neptun, v komensurabilitě 1:1 a jsou stejně jako Jupiterovi trojáni soustředěni v blízkosti libračních center soustavy Slunce–Neptun. Zatím je známo 18 těchto těles;
• transneptunická tělesa – mají dráhy, ležící svojí větší částí za drahou planety Neptun. Patří mezi ně i trpasličí planeta Pluto. Početně i svou celkovou hmotností zřejmě řádově převyšují planetky v hlavním pásu.

Potenciálně nebezpečné planetky

V poslední době se objevuje čím dál tím víc blízkozemních planetek a hovoří se o možné srážce naší planety s nějakou takovou planetkou. V současné době sice není známá žádná planetka, která by do nás měla s jistotou narazit, nicméně seznam potenciálně nebezpečných planetek (eng. Potentially Hazardous Asteroid) obsahuje téměř 1800 objektů (3. února 2017), u nichž to v dlouhodobé perspektivě nelze vyloučit. Nedávno objevená planetka (99942) Apophis, má malou, avšak nenulovou pravděpodobnost srážky se Zemí 13. dubna 2036.

V minulosti se však takové srážky vyskytly. Na Zemi bylo nalezeno několik set impaktních kráterů, stop po dávných dopadech velkých těles. Z blízkých kráterů to jsou Ries a Steinheim v Německu (část přetavené hmoty byla vyvržena až do Čech v podobě vltavínů) či Morasko v Polsku u Poznaně. Předpokládá se, že 10km těleso spadlo před 65 miliony let do oblasti dnešního poloostrova Yucatán (Chicxulubský kráter) a že tento impakt se podílel na vyhynutí mnoha organizmů na Zemi včetně dinosaurů. Že k dopadům v dávné minulosti docházelo, svědčí nejen impaktními krátery rozbrázděný povrch Měsíce, ale též jiných těles ve sluneční soustavě.

Velikosti planetek

Rozdělení počtu planetek v závislosti na velikosti v hlavním pásu planetek.

Velikosti prvních deseti planetek hlavního pásu v porovnání s velikostí Měsíce.

Velikosti planetek v hlavním pásu se pohybují od necelých 1000 km až po několikametrová tělesa. Rozdělení jejich velikostí přibližně sleduje mocninnou funkci, to znamená, že v logaritmicko–logaritmickém grafu závislosti počtu na velikosti (nebo hmotnosti) se zobrazí jako přímka, viz obrázek vpravo. Jinak řečeno, velkých planetek je jen pár, stokilometrových a větších je asi 220, přibližně 700 je větších než 50 km a zhruba 1,3 miliónů je s velikostí nad 1 km. Rozdělení se od tohoto trendu odchyluje pro velikosti kolem 100 km a 5 km, kde jsou nápadné vlny tohoto rozdělení.

Ačkoliv dosud objevené planetky menší než 1 km tvoří jen malou část všech dosud známých planetek v hlavním pásu, podle náhodných prohlídek oblohy zaměřených na tyto planetky a také podle teoretických modelů tento trend pokračuje, i když asi volněji (s menším sklonem). Celková hmotnost planetek v hlavním pásu se odhaduje na 0,05 % hmotnosti Země.

Velikost planetek se dá určit několika různými způsoby. Nejběžnější je změřit celkovou jasnost planetky ve viditelném světle a potom spočítat její velikost. K tomu je ale potřeba znát odrazivost povrchu planetky, která se dá odvodit ze spektra planetky. Výhodnější je pozorování planetky v infračerveném světle, protože v tom planetky přirozeně září v důsledku své nenulové termodynamické teploty. Pokud je k dispozici jasnost ve více infračervených vlnových délkách, je možné určit velikost planetky poměrně přesně. Navíc ve spojení s pozorováním ve viditelném světle je možné nezávisle vypočítat albedo povrchu planetky, což je méně náročné než pořizovat její spektrum a je možné takto pozorovat mnohem více planetek.

Další možností je využít zákrytů hvězd planetkami, ze jejichž pozorování se dá odvodit její velikost s velmi vysokou přesností a tato pozorování tak slouží jako kalibrace správnosti ostatních metod. Blízkozemní planetky, které se přiblíží Zemi na malou vzdálenost, je možné pozorovat pomocí velkých astronomických radioteleskopů. Jde o aktivní radarový průzkum, ze kterého se mimojiné dá také odvodit velikost planetky. V neposlední řadě je také možné změřit velikost planetky při průletu nebo dlouhodobém výzkumu pomocí planetárních sond.

Největší planetky

Vlevo planetka (4) Vesta, uprostřed (1)  Ceres a vpravo Měsíc v porovnání vzájemných velikostí.

Relativní hmotnosti dvanácti největších známých planetek ve srovnání se zbylou hmotností hlavního pásu planetek.

Největším tělesem v hlavním pásu planetek je trpasličí planeta (1) Ceres, která má střední průměr 946 km. Následují (2) Pallas a (4) Vesta, průměr obou z nich dosahuje cca 500 km. Spolu s planetkou (10) Hygiea představují tato čtyři tělesa přibližně polovinu odhadované hmotnosti hlavního pásu. První tři planetky jsou velmi přibližně kulové a zřejmě alespoň částečně diferencované, takže jsou považovány za původní planetesimály z období vzniku sluneční soustavy.

Rotace planetek

• jak planetky rotuji, jak rychle, graf P(D) a jeho vyznam, jaky je puvod rotace, co meni rotaci

Bináry a triplety, planetkové páry

nasobne soustavy, parametry a cetnost, mozny vznik rotacnim rozstepeni, jine mechanizmy vzniku

Rodiny planetek

Rodiny planetek jsou skupiny planetky s podobnými drahami. Vznikly po srážce mateřského tělesa rodiny s jinou planetkou. Spektrum energií takových srážek jde od velmi malých, jejichž výsledkem je kráter na mateřském tělese, přes katastrofické srážky, po nichž má největší fragment (člen rodiny) polovinu hmotnosti mateřského tělesa (0,8 jeho středního průměru), až po superkatastrofické rozpady, kdy je mateřská planetka rozbita na velmi malé fragmenty.

Rodiny planetek se obvykle hledají podle podobnosti vlastních nebo i oskulačních dráhových elementů. Protože jsou po rozpadu mateřského tělesa dráhy jednotlivých planetek rozptylovány gravitačním působením planet a negravitačními vlivy (Jarkovského efekt), nemají jednotliví příslušníci rodiny přesně stejné dráhy.

Počet známých rodin planetek narůstá s novými objevy planetek a pokročilejšími metodami hledání těchto skupin mezi známými planetkami. V roce 2017 je rozpoznáno 122 rodin a několik dalších kandidátů. Planetkové rodiny jsou pojmenovány po členu rodiny s nejmenším pořadovým číslem, tedy například rodina Vesta je pojmenována po planetce (4) Vesta, která je současně jejím nějvětší členem. Věky planetkových rodin jsou velmi různé, ty nejstarší se pohybují od 2 do 3 mld. let, ale známe také malé rodiny, které jsou staré jen několik stovek tisíc let. Většina členů rodin má podobné albedo a spektrální složení povrchu, což je další znak toho, že mají společného rodiče. Nicméně, existují také planetkové rodiny, které jsou velmi heterogenní. Rodiny planetek představují jedinečnou laboratoř fyziky vysokorychlostních srážek ve velkých měřítcíh, poskytují sondu do niter zaniklých planetek a jsou také důležitým kritériem správnosti modelů, které se snaží popsat vývoj sluneční soustavy. Mezi nejznámější velké planetkové rodiny patří Eos, Themis, Koronis, Flora, Vesta nebo Hygiea.

Spektrální klasifikace planetek

Spektra planetek ve vizuální a blízké infračervené oblasti jsou podobná slunečnímu spektru, protože na těchto vlnových délkách planetky svítí odraženým slunečním světlem. Podrobnější výzkum jejich spektra (závislosti odrazivosti světla, albeda, na vlnové délce světla) poskytuje informaci o chemickém složení jejich povrchu. Nakolik toto složení odpovídá také složení jejich vnitřních částí je zatím předmětem výzkumu. Dalším vodítkem je také složení meteoritů, z nichž některé typy jsou spojeny s konkrétními planetkami nebo skupinami planetek (anglicky meteorite analog). Spektra těchto meteoritických analogů jsou podobná svým mateřským planetkám a navíc jejich genetické spojení vyplývá také z dynamických studií. U jiných typů meteoritů je toto spojení zatím nejednoznačné nebo zcela chybí.

V historii spektrálního výzkumu planetek bylo vytvořeno několik klasifikací, významná je například Tholenova z roku 1984{ref tholen1984}. Nejnovější klasifikace Bus–DeMeo dělí planetky na tři komplexy nebo skupiny (S, C a X) a několik speciálních skupin (anglicky end members), které jsou v hlavním pásu málo zastoupené a nedají se zařadit do žádného ze tří hlavních skupin

• skupina C (angl. carbonaceous, uhlíkaté) s velmi nízkým albedem okolo 0,05, jejichž spektrální charakteristiky se podobají uhlíkatým chondritům a jsou nejrozšířenější (přibližně 75 % známých planetek). Jejich spektra jsou plochá nebo s mírným sklonem, většinou bez absorpčních pásů. Některá spektra mají absorpční pás na vlnové délce 0,7 um naznačující přítomnost fylosilikátů, což jsou hydráty křemičitanů (obsahují vodu nebo hydroxylovou skupinu).

• skupina S (angl. silicaceous, křemičité) s albedem 0,15 až 0,25, spektrum obsahuje absorpční pásy na vlnových délkách 1 um a 2 um, které jsou znakem křemičitanů (přibližně 17 % planetek);

• skupina X s širokým rozpětím albeda od 0,02 do 0,5. Má typicky střední sklon spekter, většinou bez výrazných pásů. Tato skupina je zřejmě velmi rozmanitá, pokud jde o složení planetek, což je patrné z velkého rozpětí odrazivosti povrchu;

• T, D, O, Q, R, V, A, K, L nespadající do žádné z předchozích skupin.

Všechny tyto skupiny se dále podrobněji dělí na spektrální třídy (anglicky classes) (nebo také typy, anglicky types).

Spektra v oblasti vlnových délek větších než 2,5 um obsahují další spektrální pásy, například 3um absorpce (fylosilikáty nebo jiné hydratované minerály). Další informace můžeme získat ve střední infračervené oblasti (7--25 um), kde se projevují znaky mnoha různých minerálů, v této oblasti spektra se ale pozoruje obtížně (méně odraženého slunečního světla, málo laboratorních měření spekter minerálů, technická náročnost pozorování v této oblasti).

V hlavním pásu prevažuje gradient zastoupení hlavních spektrálních skupin: blíže ke Slunci jsou planetky kamenné, které prošly větší tepelnou přeměnou a mají menší obsah těkavých látek (např. vodní led), dál od Slunce jsou pak planetky primitivnější (méně tepelně přeměněné) s větších podílem uhlíku a těkavých látek. Planetky jsou ale částečně promíchané (což je zřejmě důsledek migrace velkých planet krátce po vzniku sluneční soustavy) a tento jev se ještě zvýrazní, když se uvažuje zastoupení spektrálních skupin pro planetky různé velikosti.

Problémy spektrální klasifikace

formulace

Spektrální složení nemusí odpovídat vnitřnímu složení planetek. Například planetka 2008 TC₃, která byla objevena 6. října 2008 a o den později se srazila se Zemi nad severním Súdánem, po sobě zanechala poměrně hodně meteoritů. Její spektrální typ byl určen jako B (součást skupiny C) nebo M (starší typ Tholenovy klasifikace, dnes skupina X). Tyto meteority, nalezené v prosinci 2008, dnes označené Almahata Sitta, jsou typově různorodé (chondrity, achondrity a ureility). Možným vysvětlením pro tuto různorodost jsou vzájemné srážky planetek, které v sobě nesou zbytky projektilů, případně mohl být takhle heterogenní už původní materiál, ze kterého planetky vznikly.

Je nutné si uvědomit, že spektrum planetek je ovlivněno nejen chemickým složením povrchu, ale také jeho hrubostí (velikostí zrn regolitu), teplotou povrchu, geometrií pozorování a procesy space weatheringu (fyzické změny povrchu v důsledku kosmického počasí – různé typy záření, bombardování mikrometeoroidy), které mění spektrální charakteristiky planetek v čase. Pro lepší spektrální klasifikaci by tedy bylo vhodné použít výsledky více metod (například polarimetrická pozorování, která mohou pomoci popsat strukturu povrchu planetek).

Vznik planetek

První představy

Podle nejstarší teorie planetky vznikly rozpadem nějaké velké planety, která podle Boodeovy řady měla existovat mezi Marsem a Jupiterem. Celková hmotnost všech planetek (objevených i předpokládaných a dosud neobjevených) však není taková, aby odpovídala i té nejmenší planetě – šlo by o těleso s hmotností několika procent hmotnosti našeho Měsíce.

Současný pohled

Související informace naleznete také na stránce Vznik a vývoj sluneční soustavy.

Současné teorie vidí planetky jako pozůstatky planetesimál, jejichž akrece na planetu byla předčasně ukončena migrací velkých planet krátce po vzniku sluneční soustavy.

Z původně kulové prachoplynné mlhoviny se po jejím zhroucení vytváří plochý disk, ve kterém se pomalými srážkami (akrecí) vytvoří tělesa až do velikosti kolem 1 m. Tento proces je velmi rychlý, řádově jde o desítky nebo stovky let. Metrová tělesa jsou ale v důsledku brždění o plyn velmi rychle transportována ke Slunci a neumožňují tak růst větších planetesimál. Možným řešením tohoto problému by mohla být přítomnost vírů v zárodečném disku, které by mohly nahromadit dostatek malých částic ke skokovému vytvoření velkého tělesa (100 až několik 1000 km).

Velké plynné a ledové planety vznikají do určité vzdálenosti od Slunce (15–18 AU), která je limitovaná rychlostí akrece (blíž ke Slunci je rychlejší) a životností plynové složky disku. Ta je řádově 10 Myr, poté dojde k rozfoukání plynové složky do okolního prostoru. Ve větších vzdálenostech od Slunce, kde je akrece pomalejší, by tedy tvorba planet trvala déle než je životnost plynu v mladé sluneční soustavě.

Současné modely migrujících planet uvažují o existenci pěti plynných obrů, z nichž jeden mohl být vzájemnou gravitační interakcí s ostatními obry ze sluneční soustavy vypuzen a mohl se stát toulavou planetou.

Mlhovinová teorie vzniku sluneční soustavy počítá s plynulým průběhem plošné hustoty se vzdáleností od vznikajícího Slunce. Proto by v místech dnešního hlavního pásu planetek mělo být zhruba 1000x–2000x více hmoty něž dnes. Původní planetesimály také měly vzniknout zhruba v jedné rovině zárodečného prachoplynného disku na přibližně kruhových drahách. Do třetice, teplota klesající s rostoucí vzdáleností od Slunce implikuje proměňující se chemické složení vznikajících planetesimál. Jenže v současném hlavním pásu pozorujeme něco jiného, úhrná hmotnost planetek je velmi malá, planetky jsou na výstředných drahách s velkými sklony k ekliptice, navíc jsou v hlavním pásu promíchány různé taxonomické skupiny, a to hlavně menší planetky. Proto vzniklo několik modelů, které se to snaží vysvětlit.

Grand tack model předpokládá, že během vzniku obřích planet (Jupiteru a o něco později Saturnu) došlo k jejich společné migraci ke Slunci. Když Saturn dostihl Jupitera a přiblížili se asi k současné dráze Marsu, došlo k jejich vzájemné interakci a odrazu (anglicky tack) a společně potom migrovali směrem od Slunce přibližně na své současné dráhy. Přitom dvakrát prošli oblastí dnešního hlavního pásu, kde došlo k vymetení značné části planetesimál ze sluneční soustavy, excitaci drah těch zbylých a navíc k jejich částečnému promíchání. Tento model také vysvětluje relativně malou hmotnost Marsu, což se předchozím modelům nedařilo.

Model z Nice popisuje následnou chaotickou migraci obřích planet, kdy došlo k výměně drah Urana a Neptuna způsobené interakcí s malými tělesy oblasti dnešního transneptunického pásu. To vedlo mimojiné k vymetení velké části těchto těles do současného Oortova oblaku nebo ke spuštění pozdního velkého bombardování. Dokladem této migrace je například vznik obřích impaktních pánví na Měsíci. Z vnější části sluneční soustavy se dostaly primitivnější planetky typu C do vnějšího hlavního pásu (vytořily se 3–15 AU od Slunce), trojáni a další planetky typu P a D se v této době dostali na své současné dráhy (vznikly asi 15–30 AU od Slunce, za počateční drahou vnější ledové planety).

Průzkum planetek

Až do doby letů do vesmíru byly planetky i těmi největšími dalekohledy vidět jako pouhé světelné body a jejich podoba byla záhadou.

Průzkum pomocí meziplanetárních sond

První fotografie objektů podobných planetkám byla zblízka pořízena roku 1971, kdy sonda Mariner 9 vyfotografovala Phobos a Deimos, dva malé měsíce planety Mars, které mohou být gravitačně zachycenými planetkami. Tyto fotografie odhalily jejich velmi nepravidelný tvar a krátery posetý povrch. Na Phobosu je největší kráter Stickney, na jižní straně Deimosu je ještě větší prohlubeň, která může být impaktním kráterem.

První zblízka vyfotografovanou planetkou byla roku 1991 (951) Gaspra, následovaná roku 1993 planetkou (243) Ida. Při této navštěvě byl úplnou náhdou objeven souputník planetky Ida, později pojmenovaný Dactyl. Šlo o první potvrzenou binární planetku vůbec. Všechny tyto objekty byly vyfotografovány sondou Galileo na cestě k Jupiteru.

První sondou zaměřenou na planetky byla NEAR Shoemaker, která vyfotografovala planetku (253) Mathilde, než začala obíhat kolem planetky (433) Eros, na které roku 2001 i přistála. Mezi další planetky, které byly krátce sledovány sondami, patří (9969) Braille – sondou Deep Space 1 roku 1999 a (5535) Annefrank – sondou Stardust roku 2002.

Střetnutí s planetkami měla naplánované i sonda Rosetta (ESA), vypuštěná roku 2004. V roce 2008 sledovala planetku (2867) Šteins a v roce 2010 prolétla kolem planetky (21) Lutetia.

hlavni cil 67P Čurjumov-Gerasimenková

Dawn Vesta, Ceres New Horizons

dalsi planovane mise -- Hayabusa2 (1999 JU3), OSIRIS-REx (Bennu), AIDA (DART; Didymos)

Rizika spojená s planetkami

Planetky se sráží nejen mezi sebou, ale také s dalšími planetami a jejich měsíci. To dokazují četné impaktní krátery na površích těchto těles. I na Zemi známe asi 190 impaktních struktur, ale ještě mnohem víc jich bylo vymazáno geologickou aktivitou, například různými druhy eroze. Velké planetky velikosti několik desítek kilometrů na Zemi dopadají v průměru jednou za 100 miliónů let a mohou způsobit globální rozvrat biosféry nebo k němu výrazně přispět. Tělesa velikosti několika desítek metrů se se Zemí potkávají zhruba jednou za století, poslední takovou událostí byl výbuch Tunguského meteoritu nad Ruskou Sibiří 30. června 1908. O něco menší bylo těleso, které vybuchlo nad Ruskou Čeljabinskou oblastí 15. února 2013, na obloze se projevila jako velmi jasný Čeljabinský bolid. Jeho odhadovaná velikost před vstupem do atmosféry byla asi 17–18 metrů a největší meteorit, který dopadl do jezera Čebarkul váží asi 570 kg. Největší škody a zranění více než 1200 lidí způsobila především rázová vlna výbuchu tohoto meteoroidu v atmosféře.

...

Odkazy

Reference

V tomto článku byl použit překlad textu z článku Asteroid na anglické Wikipedii.

V tomto článku byl použit překlad textu z článku Asteroid na slovenské Wikipedii.

Literatura

• BROŽ, Miroslav; ŠOLC, Martin. Fyzika sluneční soustavy. Praha: MATFYZPRESS, 2013. 422 s. ISBN 978-80-7378-236-8
• KLECZEK, Josip. Velká encyklopedie vesmíru. Praha: Academia, 2002. 584 s. ISBN 80-200-0906-X
• (anglicky) MICHEL, Patrick; DEMEO, Francesca E.; BOTTKE, William F. (editors). Asteroids IV. Tucson: University of Arizona Press, 2015. ISBN 978-0-816-53213-1.

Související články

• Označení planetek – popis způsobu identifikace planetek a jejich pojmenovávání
• Seznam planetek – seznam podle definitivního (číselného) označení
• Seznam pojmenovaných planetek – abecední seznam podle jména planetky
• Sluneční soustava

Externí odkazy

• Obrázky, zvuky či videa k tématu Ftom/Pískoviště na Wikimedia Commons
• Obrázky, zvuky či videa k tématu Ftom/Pískoviště na Wikimedia Commons
• Encyklopedické heslo Planetoidy v Ottově slovníku naučném ve Wikizdrojích
• (anglicky) IAU: Minor Planet Center
• (anglicky) Efemeridy planetek
• Polohy a animace pohybu planetek
• (anglicky) Statistiky počtu NEAs
• (anglicky) Databáze NEAs
• (anglicky) Databáze planetek
• (anglicky) Jména planetek
• Česká a slovenská jména planetek
• (anglicky) Observations of small Solar-System bodies
• (anglicky) Johnston's Archive Astronomy and Space
• Petr Scheirich: Planetky, všude kam se podíváš
• Petr Scheirich: Drobky ve vzdálených končinách
• (anglicky) Minor planet groups/families
• Richard Kowalski: Stručná historie výzkumu planetek – český překlad
• (anglicky) James L. Hilton: When Did the Asteroids Become Minor Planets? – anglický originál
• James L. Hilton: Kdy se z asteroidů staly planetky? – český překlad (PDF, str. 3–10)