Meziplanetární a mezihvězdné prachové částice

Většina „padajících hvězd“ meteoru je demonstrací vstupu meziplanetární hmoty do atmosféry planety Země. Částice se třením o vzduch zahřívá a shoří – vypaří se, anebo pokud byla částice větší nebo se pohybovala pomalu, roztaví se či jen nataví a dopadá na povrch Země. Ty největší se přibrzdí a způsobují „katastrofy“. Ty drobné a nejdrobnější částice, milimetrových či submilimetrových rozměrů, se vyskytují v meziplanetárním prostoru ve shlucích, některé jsou zbytky rozpadlých a vyhaslých komet, jiné jsou spojovány s asteroidy. Odtud známé meteorové roje, jako jsou Drakonidy či Perseidy. Ze světelné stopy, kterou za sebou částice zanechává, lze určit hmotnost, rychlost, měrnou hmotnost a někdy i chemické složení.

Tavením v atmosféře vznikají kuličky, které nalézáme v nejrůznějších geologických útvarech, ale i na dně oceánů. V současnosti dopadá na zemský povrch zhruba 10 000 tun kosmického materiálu ročně v miliardách malých částic. To opravdu není málo, nicméně kdyby dopady prachových částeček byly rovnoměrně rozloženy po povrchu a všechny částice měly průměrný rozměr, pak na každý čtvereční metr dopadne ročně jedna částice. Informace, kterou lze z takové kosmické kuličky „vyčíst“, je sice cenná, leč extrémně vysokými teplotami zkreslená. Těkavé komponenty byly odpařeny, namísto minerálů je přítomno sklo a extrémně vysoké teploty při tavení ve svrchních částech atmosféry vedly i ke ztrátě takových elementů, jako jsou kyslík, uhlík, alkalické kovy, a protože extrémně vysoká teplota vede k rozkladu oxidických křemičitanových vazeb, často se vyskytují ryzí kovy. Jen ojediněle, za předpokladu nízkých vstupních rychlostí nebo při neobvyklé geometrii vstupu částice do atmosféry, se meziplanetární prachové částice a mikrometeority (obyčejně tvořené několika minerálními zrny, která je možno srovnat a přiřadit některým známým skupinám meteoritů) dostávají do atmosféry. Pátrání po nezměněných součástkách meziplanetárního prostoru je motivováno stejnou touhou jako studium meteoritů. V prvé řadě se hledá materiál, který vedl k vytvoření těles větších, planetesimál, i materiál, který je pozůstatkem takového stvoření.

Jedním způsobem pátrání po mikrometeoritech i meziplanetárních prachových částicích je hledání v antarktickém anebo arktickém ledu. Několik krychlových metrů ledu se roztaví a voda se filtruje. Ve filtrátu je spousta prachového materiálu a mezi pozemskými součástkami třeba prachu pouští, zanesenými větrem, jsou i kousky meziplanetární hmoty. Dalším způsobem hledání takových součástek je sbírání prachu ve vysoké atmosféře (stratosféře) letadly. Těch neroztavených a „neobroušených“ součástek kosmického původu se podařilo letadly sesbírat značné množství (tisíce zrnek) a podle toho, jak vypadají, se dělí do dvou skupin. Jedny jsou homogenní, pevné, tvořené jedním nebo několika minerály, prostě úlomky horninového materiálu, ty druhé jsou porézní, křehoučké. Právě o těch křehkých se soudí, že nebyly součástí žádného většího tělesa, tělíska či kamene a že v tomto stavu krouží sluneční soutavou již 4,6 miliardy let, tedy od doby jejího vzniku, anebo že byly v minulosti něčím větším (např. kometami) a byly stmeleny snadno roztavitelným nebo odpařitelným materiálem (například ledem). Jejich složení odpovídá uhlíkatým chondritům ze skupiny CI a CM, což jsou vlastně ty nejjednodušší a nejprimitivnější meteority, které obsahují těkavé složky, vodu i „organické“ látky. Někteří badatelé zjistili, že i tyto malinkaté součástky mají vysoký obsah těkavých složek, dokonce vyšší než zmíněné meteority. Připomínají tak materiál, který byl zjištěn v okolí Halleyovy komety a právě pro vysoké obsahy těkavých složek byl nazván „superchondritický“. Množství a poměry netěkavých chemických prvků v těchto meteoritech jsou velmi blízké složení sluneční fotosféry.

Je proto pravděpodobné, že se tento materiál vzhledem k obsahu těkavých složek a nepevné konzistenci dostává na zem jen obtížně. Také kosmický výzkum přispěl k poznání těchto součástek. Na raketoplánech byly umístěny tenké kovové fólie, které zachycovaly dopady malých součástek – mikrometeoritů. Prostě každá mikroskopická dírka ve fólii byla „přiřazena“ kosmické srážce. V tomto experimentu byly i některé součástky do fólie „zabodnuty“ a později v pozemských laboratořích vyjmuty, studovány a analyzovány řádkovacími i transmisními elektronovými mikroskopy, elektronovými a iontovými mikrosondami. Studium meziplanetárních součástek ukazuje, že pevný kondenzovaný materiál sluneční soustavy je pestrý, má však společného jmenovatele a pochází pravděpodobně z jednoho zdroje a že, kromě meteoritů, je tvořen i těkavější hmotou.

Za významný mezník se v planetární geologii a meteoritice pokládá „objev“ mezihvězdného prachu v meteoritech (objev a „důkazní řízení“ v rozmezí let 1993 – 1995). O meteoritech se předtím totiž soudilo, že reprezentují toliko kondenzovaný materiál vlastní sluneční soustavy, avšak v minulých letech byla objevena početná zrnka diamantů (pouze kolem 30 angströmů velká), kousky grafitu, karbidu křemíku, korundu a nitridu křemíku, které do těchto meteoritů „nenáleží“, ač tam jsou přítomny. Podle exotického izotopického složení uhlíku v těchto zrnkách, které neodpovídá izotopickému složení uhlíku v ostatních částech meteoritů, ba ani žádným jiným sloučeninám na Zemi či Měsíci, se soudí, že tyto součástky pocházejí z jiného zdroje než z naší sluneční soustavy a že tato zrnka byla do materiálu sluneční soustavy implantována ze slunečních soustav, které existovaly již tehdy, před 4,6 miliardy let. Tyto součástky přežily vytvoření a vývoj naší sluneční soustavy v malých, mateřských tělesech meteoritů. Proto začalo detektivní pátrání po částicích, které by mohly v současné době přicházet do sluneční soustavy z jiného zdroje v naší galaxii. Leč obecně se soudilo, že jsou to velmi malé částice, jejichž rozměr se měří zlomky mikronů, a že se kvůli magnetickému poli planet nemohou dostat do planetárního prostoru, a pokud se tam dostanou, tak budou k nerozeznání „rozředěny“ v planetárním materiálu. Předpokládalo se také, že se takové součástky budou pohybovat po hyperbolických drahách. Pátralo se po nich, ale kosmická sonda Pioneer 819 (výsledky byly publikovány r. 1975) ani LEAM – tedy experiment na povrchu Měsíce v době Apolla (publikováno r. 1977) – důkaz neposkytly. Pro velké množství meziplanetárního, tedy „našeho“ materiálu v okolí Země (1 AU), se podíl mezihvězdného materiálu odhadoval (1994) na 0,2 procenta. Data z nových kosmických experimentů, jako byly Ulysseus a Galileo, prokazovala, že v kosmickém prostoru existují zdroje – souhvězdí Škorpion, ze kterých přichází, sice malou rychlostí (26km/s), proud částic o rozměru půl mikrometru v počtu 12 na čtvereční metr za den.

Tyto experimenty dále prokázaly, že se proud částic nemění v závislosti na vzdálenosti od Slunce, což je dalším z důkazů, že pochází z mimoplanetárního zdroje. Další pozorování publikovaná v současnosti dokládají, že takové částice mohou být studovány jako meteory zachycené radarovým sledováním a že mnohé z nich mají rychlosti podstatně vyšší než 73 km/s, což jim právě proto, že 73 km/s představuje mezní rychlost materiálu sluneční soustavy, dává další z důvodů k domněnce, že pocházejí z jiných hvězdných zdrojů. Po mezihvězdném materiálu se pátrá dál, sonda Cassini bude mít detektor prachových částic podobný Ulysseu a Galileu, a navíc bude mít zařízení k zjištění chemického složení tohoto materiálu. O něco specializovanější pak bude sonda Stardust, jeden z „malých“ kosmických projektů NASA, která se vydá na dráhu za Mars – do pásu asteroidů se zařízením k analýze chemického složení prachových částic, ale bude vybavena i sběrným košem – gely křemíku, které budou mezihvězdný a meziplanetární prach sbírat a přistanou zpět na Zemi. Petrologové, mineralogové a geochemici, či spíš kosmochemici, se tak vydají do nového tisíciletí s novým materiálem ke studiu. Krom vzorků z vlastní planety Měsíce, Marsu, asteroidů a meziplanetárního prachu tak budou mít vzorky z jiných hvězdných soustav.