Co je to planetka?

Následkem pokroku astronomie drobných těles sluneční soustavy se rozostřila hranice mezi planetkami a kometárními jádry. Zatímco podle Whipplova klasického modelu kometárního jádra z r. 1950 jde o „špinavou sněhovou kouli“, kdežto planetky jsou tuhá kamenná, či dokonce kovová tělesa, dnes se zdá, že je všechno poněkud jinak. Některé objevené planetky musíme totiž po čase přeřadit do kategorie komet, jelikož se u nich při přiblížení ke Slunci objeví plynoprachová koma, popřípadě i krátký chvost. Naproti tomu některá kometární jádra se časem zaslepí či zalepí, a vypadají pak jako neaktivní tuhá tělesa. Leckteré menší planetky však zřejmě vůbec nejsou tuhá kamenná tělesa, neboť se chovají spíše jako „hromady sutě“, jak vyplývá z nepřímých důkazů založených na pozorování rotace těchto těles. Pokud však intuitivně považujeme za kometární jádra ta malá tělesa, jež mají průměrnou hustotu nižší, než je hustota vody v pozemských podmínkách, a navíc obsahují těkavé látky, zatímco planetky mívají alespoň 1,3násobek hustoty vody, tak mezi tělesy, která křižují dráhu Země, vysoko převažují právě planetky. Kometární jádra jsou tak vzácná, že se o jejich impaktech na Zemi téměř vůbec neuvažuje – průměrné intervaly mezi dvěma následujícími dopady kometárních jader na Zemi se odhadují na desítky milionů let, zatímco planetky typu tunguzského meteoritu dopadají na Zemi řádově jednou za tisíciletí. Na základě pozorování dopadu kometárních jader na Jupiter v létě 1994 (kometa Shoemaker-Levy 9) i díky modelovým výpočtům impaktů na superpočítačích je totiž jisté, že tunguzský meteorit byl planetkou o průměru asi 60 m, která se zabrzdila ve výši asi 8 km nad zemí. Tam explodovala, a tím se uvolnila energie ekvivalentní zhruba 15 megatunám TNT.

Mimochodem, zmíněná Budějovická pánev zcela určitě nevznikla dopadem kosmického tělesa, ale působením pozemských geologických procesů. Současné výzkumy rizika kosmických impaktů se proto zcela správně soustřeďují pouze na studium drah klasických kamenných planetek, do nichž musíme započítat i zmíněné „hromady sutě“; nikoliv však kometární jádra. Svědčí o tom i čtyři mimořádně jasné bolidy, které byly v rozmezí let 1959–2002 pozorovány fotograficky, takže se podařilo jednak přesně vypočítat dráhy meteoroidů ve sluneční soustavě, jednak tato tělesa nalézt bezprostředně po dopadu jako meteority (Příbram 1959, Lost City 1970, Innisfree 1977, Neuschwanstein 2002). Ve všech případech šlo o typicky planetkové dráhy a nalezené meteority patří mezi klasické chondrity s průměrnou hustotou 3,5násobku hustoty vody. Pokud jde o tektity, ty mohou vzniknout jen tehdy, když kosmické těleso dopadne až na zemský povrch, kde vyhloubí kráter v zemské kůře. To se může prakticky zdařit pouze dostatečně velkým planetkám, nikoliv poměrně malým a křehkým kometárním jádrům, jež jsou zničena výbuchem velmi vysoko nad zemí. Rychlost střetu kometárních jader se Zemí může být totiž až čtyřikrát vyšší, než tomu bývá u planetek, kde se typická rychlost při vstupu do zemské atmosféry pohybuje v rozmezí 15–20 km/s.