Meziplanetární a mezihvězdné částice

Ve snaze porozumět okolnímu světu, vzniku planet, sluneční soustavě a Zemi samotné prostudovali geologové statisíce vzorků hornin, tisíce meteoritů a stovky kosmických částic. Lidé už do vesmíru vyslali nespočet těles a každé z nich provázeli prohlášením, že právě tato družice či tento přistávací modul poskytne zásadní, ne-li konečné řešení vzniku sluneční soustavy. Bylo tomu tak s expedicí Apollo na Měsíc a sám vzpomínám na „humbuk“ kolem Genesis Rock, od níž se očekávalo, že rozhodne o původu Měsíce. Experimenty Vikingu měly už v roce 1976 s konečnou platností sdělit, zda existuje život na Marsu. Podobně měly dvě expedice k Halleyově kometě objasnit původ a složení komet. Že se nic takového s definitivní platností nestalo, vyplývá z povahy vědy a vědeckého výzkumu. Vynořily se nové otázky, vynořily se i pochyby.

Nezaměstnanost odborníků, kteří ztratili práci se skončením projektu Hvězdných válek, vedla k obnovení zájmu o asteroidy pohybující se na drahách blízko Země. Vynořily se i projekty jak takové těleso odklonit od dráhy, na níž by se mohlo se Zemí srazit. Nejen velké asteroidy, ale i malé částice pohybující se kosmickými rychlostmi představují nebezpečí. Nebezpečné jsou také kousky kosmických těles.

Zvířetníkové (zodiakální) světlo, známé zejména z tropických oblastí, se při západech Slunce projevuje na několik okamžiků hrou barev na horizontu. Tento jev vedl v šedesátých letech k názoru, že jsou ve svrchních vrstvách atmosféry i v nejbližším okolí Země přítomny prachové „kosmické“ částice. O povaze prachu ale toto světlo, byť velmi zajímavé, neprozrazuje vůbec nic.

Průkopnická „pracholapka“ a překvapivé zjištění

Jedním z prvých, kdo se kosmickým prachem zabýval, byl Donald Brownlee. Začal s touto prací na konci šedesátých let jako mladý postdoktorand. Dnes je vedoucím vědeckého týmu „Stardust“ (hvězdný prach), tedy poeticky, leč malinko zkresleně pojmenované mise sondy, která prolétla ohonem komety Wild 2, nasbírala částice a v roce 2006 by se měla vrátit na Zem, aby o materiálu opouštějícím kometu vydala svědectví.

Proč mluvím o zkresleném názvu? Stardust není prvním pokusem o studium prachu, který se pohybuje mimo Zemi. Pamětníci si jistě vzpomenou na aféru s americkým letadlem U-2. Byl to špionážní stroj schopný létat ve výšce kolem dvaceti kilometrů a vydržet ve vzduchu 35 hodin. V době, kdy již nebyla špionážní letadla tolik potřeba, protože se o špionáž staraly družice, využilo se U-2 k sbírání kosmického prachu. Princip byl jednoduchý. Ve velké výšce se na křídlech U-2 otevřely klapky lapačů, které obsahovaly aerogel tvořený silikonovým olejem. Nějakou dobu pobylo letadlo ve velké výšce a před sestupem se klapky uzavřely. V silikonu zůstaly částice nachytané ve stratosféře. Za jeden dvacetihodinový let bylo přivezeno dobrých sto částic, rozhodně ale všechny nepředstavovaly hvězdný prach. Byly mezi nimi takové, které pocházely z kosmu, i takové, které měly pozemský původ. Kosmický prach bylo nutné odlišit od pozemského, například od prachu z pouště, popela ze sopek či zplodin spalování z tepelných elektráren.

Nebylo to těžké. Velmi dobrým kritériem jsou charakteristické rysy chemického složení – kosmický materiál má vysoké obsahy hořčíku či platiny, pro pozemský materiál jsou typické vysoké obsahy oxidu křemičitého (SiO₂) či obsahy oxidu železnatého (FeO) a alkálií. Záhadné byly kuličky tvořené čistým oxidem hlinitým, ale ukázalo se, že jsou pozůstatkem tuhého paliva kosmických nosičů, např. raketoplánů. Překvapivé však bylo zjištění, že kosmický původ má jen pět ze všech nasbíraných částic.

První pokusy s částicemi

Dalším způsobem, jímž se zkoumaly jemné kosmické částice, byl experiment vesmírné laboratoře LDEF (Long Duration Exposure Facility). Na oběžnou dráhu kolem Země byla raketoplánem umístěna družice pokrytá v jedné části mnohavrstvými tenoučkými fóliemi zlata. Do nich se kosmické částice, létající ohromnými rychlostmi, zabodávaly. Po dlouhé době stáhl jiný raketoplán družici z oběhu a fólie byly předány badatelům z houstonského střediska. Ti v nich našli krátery po kosmických částicích i kosmické částice samotné.

Složení kosmických meziplanetárních částic se studovalo také v experimentu provedeném při přiblížení sond Vega a Giotto k Halleyově kometě. Tehdy se zjistilo, že existují dva základní typy částic: s vysokým obsahem hořčíku a smíšené, které mají velmi nízkou měrnou hmotnost, asi 1 g na cm³. Ty se liší od uhlíkatých chondritů a je zřejmé, že nejsou v termodynamické rovnováze.

Ze studia nasbíraných částic vyplývá, že většina z nich pochází z naší sluneční soustavy. Některé jsou chondritické a některé nechondritické, tvořené olivíny bohatými hořčíkem, pyroxeny a sirníky železa či niklu. Zní to paradoxně zejména ve srovnání s meteority, kde jsou chondrity a achondrity ostře odděleny. V prachu mohou být oba typy materiálu „slepeny“ dohromady (svědčí to o jejich společném původu). Mezi meteority ale existuje jakási hierarchie; chondrity jsou považovány za trochu starší než achondrity, a dokonce se soudí, že některé achondrity mohly vzniknout tavením chondritových těles.

Chondrity pozemské a kosmické

Označení chondritové částice neznamená shodu s chondrity meteorickými. Kosmické chondritové částice se od uhlíkatých chondritů liší; obsahují společenstva minerálů, které se v meteoritech nevyskytují, a navíc v nich je podstatně větší množství těkavých součástek. Chondritické meziplanetární částice obsahují hodně uhlíku (1–45 %). Jeho obsah je dvakrát až třikrát větší než v uhlíkatých chondritech, a proto jsou takové částice v několika publikacích označeny jako superchondritické. Chondritické částice nejsou příliš porézní a mají poměrně vysoké hustoty, 2–3 gramy na centimetr krychlový. Obsahují hodně amorfního materiálu, křemičitany, také sirníky železa a ryzí železo. Studium Halleyovy komety mimo jiné ukázalo, že částice v jejím okolí mají podobné chemické složení jako chondritické meziplanetární částice. Opravdové ekvivalenty chondritických meteoritů ale nebyly zatím v nasbíraných meziplanetárních částicích objeveny. Tyto částice mají spektra odrazivosti shodná se spektry asteroidů nacházejících se ve vnější části pásu. O těchto asteroidech se soudí, že neprodělaly žádnou tepelnou proměnu. Jsou nízkoteplotní a pravděpodobně jde o vyhaslé komety, které byly zachyceny gravitačním polem Jupiteru. Ukazují na původ v nejméně proměněných částech sluneční soustavy, zřejmě protoplanetách, jejichž pozůstatky mohou být asteroidy, Kuiperův pás, nebo i Oortův oblak. Komety jsou zcela jistě heterogenní tělesa, hromady suti nebo porézních balvanů (o rozměrech od centimetrů do stovek metrů), které jsou uloženy ve špinavém ledu. Právě komety jsou nejvýznamnějšími producenty meziplanetárního prachu, vychází z nich proud částic (ohon). A protože se soudí, že komety obsahují organický materiál vzniklý kondenzací původní sluneční mlhoviny za nízkých teplot, je podobnost superchondritického materiálu, který obsahuje také organické sloučeniny, více než významná. Asteroidový prach vstupuje do atmosféry rychlostí zhruba 12 km za vteřinu, ale kometární materiál rychlostí o něco vyšší, asi 20–65 km za vteřinu. V atmosféře se ve výšce mezi 100–80 kilometry rychlost zbrzdí až na 1–10 cm za vteřinu. Stupeň ohřátí takových až na 1–10 cm za vteřinu. Stupeň ohřátí takových částic, který lze zjistit petrografickým studiem, může být ukazatelem, zda šlo o kometární, nebo o asteroidový materiál.

Výsledek mise je „ve hvězdách“

Meziplanetární částice mohou být vytvořeny srážkami mezi planetkami, materiálem dopadajícím na planety či Měsíc, sublimací a následnou kondenzací. Pak je tu ještě mezihvězdný materiál, který prochází sluneční soustavou. Z mnoha těles a „meteoroidů“, které zahlédneme na obloze coby padající hvězdy, nevzniknou meteority (nedopadnou v podobě velkých kusů), protože jsou příliš křehké nebo mají příliš vysoké rychlosti, a tedy v atmosféře shoří. Naproti tomu meziplanetární součástky přežily vstup do atmosféry, a přitom nebyly roztaveny. Že jde o mimozemský materiál, dokazuje také působení slunečního větru (viz též Vesmír 79, 392, 2000/7), projevující se vysokými obsahy izotopu helia ⁴He a obsahem dalších vzácných plynů (kryptonu, xenonu) i amorfní pokryv způsobený radiací. Vyplývá z toho, že částice byly vystaveny slunečnímu větru po 10–100 let. Chemické složení částic ukazuje na omezený počet zdrojů – jejich mateřských těles.

Jednou z nejodvážnějších akcí amerického kosmického výzkumu byla mise Stardust (Hvězdný prach). Letos na Nový rok prolétla sonda Stardust ohonem komety 81P/Wild–2 (zhruba 240 kilometrů od kometární hlavy) a sebrala částice, jež kometu opouštěly. Výsledek mise je zatím „ve hvězdách“. Nezbývá než dva roky čekat, až se těleso vrátí do gravitačního pole Země a na zemském povrchu přistane pouzdro s prachem, který snad sonda nasbírala. Bude to pravděpodobně prach meziplanetární a možná prach mezihvězdný, tedy skutečný „stardust“.

V devadesátých letech minulého století dosáhly přístrojové techniky takové úrovně, že bylo možné iontovými mikrosondami stanovit poměry izotopů hlavních elementů i v částicích mikronových rozměrů. Je přirozené, že se jedním z prvých analytických cílů staly meteority. Jsou to totiž vzorky, které má mnoho laboratoří. Obsahují množství prvků, jaká jsou v kosmu, a proto slouží jako standardy. Tentokrát to byly meteority primitivní, v nichž jsou nashromážděny a volně slepeny nerosty a částice, které od doby vzniku před více než 4,54 miliardy let neprodělaly žádnou změnu. Nebyly ohřáty na takovou teplotu, aby v nich došlo k difuzi, která by umožnila termodynamickou i chemickou rovnováhu. V původním stavu jsou v nich zachovány částice, jež vytvářela chladnoucí a kolabující sluneční mlhovina – včetně těch, které kondenzovaly za mimořádně nízkých teplot. Tyto meteority obsahují celé spektrum částic, od těch, jež kondenzovaly ze sluneční mlhoviny za teplot kolem 2000 K, až po ty, jež vznikly za teplot mírně pod 270 K. V kometách jsou zřejmě přítomny i nerosty, které kondenzovaly za teplot ještě nižších.

Předsluneční světy

V těchto meteoritech (uhlíkatých chondritech) byly objeveny domény a zrna tvořená diamanty, karbidy křemíku, korundy, nitridy křemíku a grafitu. Když se v zrnech stanovilo izotopické složení uhlíku, křemíku a stopových množství dusíku, zjistilo se, že je jiné než v materiálu z naší sluneční soustavy, a že by tedy mohlo jít o pozůstatky jiných, předslunečních světů. Výskyt těchto exotických nerostů vedl k vysvětlení obsahů a izotopických poměrů vzácných plynů (neonu, xenonu, ale i stopových prvků, např. teluru) jako produktů jiných hvězd než Slunce. V zjednodušené formě se dá říci, že každá nukleosyntetická reakce vede k podobnému složení, co se týče množství jednotlivých prvků, avšak poměry izotopů daného elementu se liší od jedné nukleosyntetické reakce k druhé. Byť jde o obtížná měření, podařilo se zjistit, že i současné hvězdy – jiná slunce – mají jiné izotopické složení než naše sluneční soustava (týká se to například izotopů kyslíku). Jedna z prvých zpráv o výsledcích studia takových meteoritů byla přednesena v Praze na výročním zasedání Meteorické společnosti v roce 1994.

Zrna mimořádně odolná

Znamená to, že „předsluneční“ zrna kondenzovala při explozích jiných hvězd a přežila vznik naší sluneční soustavy. Jsou starší než ona, mají v sobě předsluneční izotopický podpis. Pokud byly přítomny jiné, méně odolné součásti, například křemičitany, byly zřejmě homogenizovány. Odolné součásti však nejsou hojné. Množství diamantů v meteoritu se odhaduje na jedno promile, a protože většina jich má nanomilimetrové rozměry, nelze je analyzovat. Pátrá se ještě po nitridech a dalších složkách. Snáze lze najít karbidy křemíku – byly již nalezeny různé, ale analyzovat se podařilo jen některé z nich. Pocházejí pravděpodobně z různých zdrojů, třeba z uhlíkových hvězd. Jiné přinášejí informace o vysokých obsazích izotopů křemíku, uhlíku a dusíku (²⁸Si, ¹²C, ¹⁵N) ve hvězdách s již vyhaslými (krátkodobými a teplotvornými) izotopy titanu a hliníku (⁴⁴Ti a ²⁶Al). Je důležité připomenout, že právě tyto izotopy mohou být spolu s radioaktivním železem ⁵⁵Fe odpovědné za ohřátí planetárních těles planetezimál krátce po jejich akreci. (Dříve se totiž soudilo, že se malá tělesa v naší sluneční soustavě nemohou roztavit.) Také složení a přítomnost vzácných plynů – neonu, kryptonu a xenonu – svědčí pro původ předslunečních částic v novách a uhlíkatých hvězdách.

Čím se meziplanetární a mezihvězdný prach liší

Zatímco v molekulárních oblacích jsou organické komponenty včetně polycyklických aromatických uhlovodíků hojné, v meteoritech možná kromě diamantů nepřežily žádné organické sloučeniny (například řetězce molekul). Je však pravděpodobné, že tyto složky přežily a dosud přežívají v kometách. Nabízí se proto otázka, zda uhlíkaté sloučeniny v uhlíkatých meteoritech pocházejí z události, která vedla k vzniku naší sluneční soustavy, anebo jsou dalším „recyklovaným“ materiálem. Studium struktury organických „nerozpustných částic“ v uhlíkatých chondritech naznačuje určitou obecnou zákonitost ve vzniku organických molekul kondenzací – tedy cestou veskrze neorganickou. Znalost organické chemie molekulárních oblaků, komet a meteoritů může přinést další argumenty pro vznik života nejen ve sluneční soustavě samotné, ale i v jiných hvězdách naší galaxie. Organická kosmochemie předpokládá, že právě tento materiál, který dopadl (měkce přistál) na Zemi, je základem vývoje Země před vznikem života. Podle obsahu uhlíku, vodíku, kyslíku a dusíku bývá nazýván CHON.

Ze studia složení a poměru izotopů v předslunečních částicích je tedy zřejmé, že materiál pochází z mnoha hvězdných zdrojů. Částice mezihvězdné hmoty jsou skutečným hvězdným prachem, na rozdíl od prachu meziplanetárního, který patří jen naší sluneční soustavě. Zda dopraví expedice Stardust na Zemi opravdový mezihvězdný materiál, není jisté, i když je jasné, že naší sluneční soustavou opravdový mezihvězdný prach prochází.