Medziplanetárny prach

Od okamžiku, keď astronómovia obrátili teleskopy k nočnej oblohe, aby sa dopátrali odpovede na otázku o pôvode hviezd a planét, začala sa ich pozornosť čoraz viac sústreďovať na najmenšie astronomické objekty – prachové častice. Tie sa na jednej strane podieľajú na vzniku týchto telies, na druhej strane zásadne ovplyvňujú ich pozorovateľnosť. Hoci sa prach môže zdať bezvýznamnou zložkou, jeho prítomnosť vo „prázdnom priestore“ medzi planétami a hviezdami je nesmierne dôležitá. Prachové častice neustále putujú vesmírom, pričom pohlcujú a rozptyľujú svetlo. Viditeľnosť vzdialených objektov je tak určená mierou oslabenia žiarenia týmito časticami.

Poznatky o rozložení medziplanetárnych častíc v blízkosti Slnka a ich fyzikálnych a optických vlastnostiach predstavujú významnú platformu pri hľadaní odpovede na otázku o pôvode a formovaní slnečnej sústavy. Predpokladá sa, že častice medziplanetárneho prachu pochádzajú z komét, asteroidov a meteorických rojov. Prachové zrnká vznikajú najrôznejším spôsobom, čomu zodpovedajú i rozdiely v ich rozmeroch. Pri astronomických pozorovaniach nemožno opomenúť žiaru v tejto zóne, ktorá je známa aj ako zodiakálne (alebo zvieratníkové) svetlo. Súvisí s rozptylom svetla na prachových časticiach roztrúsených v slnečnej sústave, ktorých rozmery sú menšie než 100 mikrometrov. Najčastejšie sa vyskytujú častice okolo 30 μm a sú typicky nesférické, lebo pozostávajú predovšetkým z pevných materiálov. Z analýzy stratosférického prachu mimozemského pôvodu vyplynulo, že ide hlavne o kremičitany a uhlíkové agregáty. ¹⁾

Slnečná koróna

V porovnaní so žiarivým výkonom Slnka sa jeho najbližšie okolie (koróna) javí ako extrémne nejasná oblasť, ktorú možno voľne pozorovať len počas úplných zatmení Slnka alebo pomocou koronografov. Koronograf (obrázek 2) je v podstate teleskop skonštruovaný tak, aby odfiltroval priame slnečné lúče a umožnil pozorovanie vlastnej koróny. Žiarenie slnečnej koróny pochádza z viacerých zdrojov, najlepšie viditeľnou zložkou je tzv. K-koróna. Zdrojom jej svetla je predovšetkým slnečné žiarenie, ktoré sa intenzívne rozptyľuje na elektrónoch v blízkosti Slnka. Jas K-koróny klesá so zväčšovaním uhlovej vzdialenosti od Slnka. Hoci spektrum K-koróny takmer kopíruje slnečné spektrum, Fraunhoferove čiary sú v ňom rozmazané vplyvom Dopplerovho efektu (hovoríme o rozptyle svetla na horúcich elektrónoch pohybujúcich sa náhodnými smermi). Rozptyl svetla na prachových časticiach pohybujúcich sa v blízkosti Slnka je príčinou dodatočného, ale v podstate nepatrného spektrálneho posunu. Napriek tomu Fraunhoferove čiary možno pozorovať aj v ostatnej časti koróny – podľa nich dostala pomenovanie F-koróna. Emisia F-koróny zahŕňa nielen optické žiarenie rozptýlené na prachových časticiach, ale aj tepelné žiarenie emitované zrnkami prachu v blízkosti Slnka. Jas F-koróny vo viditeľnej časti spektra súvisí predovšetkým s rozptylom svetla v uhle približne 90 ° od Slnka a s prudkým nárastom intenzity rozptylu v smere spojnice Slnko–pozorovateľ (obrázek 5). Infračervené žiarenie sa typicky spája s emisiou horúcich častíc.

Na to, že jas koróny ovplyvňuje difrakcia svetla na prachových časticiach, poukázal už van de Hulst v roku 1947. Najlepšie podmienky na pozorovanie koróny sú, pochopiteľne, počas úplných zatmení Slnka. Vzhľadom na to, že Mesiac prekryje celú žiarivú plochu Slnka, možno slnečnú korónu pozorovať až do vzdialenosti šiestich polomerov od stredu slnečného disku. Štúdiom jej svetla možno získať veľmi cenné informácie o prachu v medziplanetárnom priestore. Napríklad pozorovania v infračervenej časti spektra priamo poskytujú indície o vlastnostiach prachu v blízkosti Slnka. Častice v tejto zóne majú totiž veľmi vysokú teplotu, preto intenzívne produkujú predovšetkým infračervené žiarenie. Počas úplných zatmení možno infračervenú korónu pozorovať až do vzdialenosti deviatich polomerov od centra slnečného disku.

Dynamiku submikrónových a mikrónových prachových častíc v takej blízkosti Slnka zásadne ovplyvňuje radiačný tlak a Lorentzova sila, ktorá účinne pôsobí na nabité čiastočky v magnetickom poli Slnka. Častice sa preto nepohybujú po teoretických keplerovských trajektóriách, ale po zložitých krivkách. Mnohé prachové zrnká špirálovitým pohybom skončia na Slnku (resp. sublimujú v jeho blízkosti) a mnohé sa zasa nenávratne stratia v kozmickom priestore. Častice rozptýlené v priestore slnečnej sústavy tvoria tzv. zodiakálny mrak. Vlastnosti zodiakálneho svetla priamo súvisia s priestorovým rozložením a fyzikálnymi vlastnosťami medziplanetárnych častíc. Jas F-koróny nepochybne ovplyvňujú aj vlastnosti častíc v blízkosti Slnka a v priestore na spojnici Slnko–Zem.

Kometárny prach

Kométy patria k najdynamickejším telesám slnečnej sústavy. Zdá sa, že ide o grandiózne „zakonzervované“ relikty protoplanetárneho materiálu, ktoré vznikli jeho akréciou na vonkajšom okraji slnečnej hmloviny. Zďaleka nie všetky kométy však možno pozorovať voľným okom, alebo zachytiť amatérskym astronomickým ďalekohľadom. Mnohé z nich sa počas jedného ľudského života nedostanú do blízkosti Slnka, a zostávajú tak „vzdialené neznáme“. Napríklad kométa P/Wild-2 (obrázek 3) je v tomto zmysle „nová“, lebo sa do blízkosti Slnka dostala len nedávno – v roku 1974, keď ju z jej pôvodnej dráhy odklonil Jupiter. Kométa sa s najväčšou pravdepodobnosťou dlhodobo pohybovala na hraniciach slnečnej sústavy. Táto zóna je pre kométy neaktívna, nakoľko v nej takmer nedochádza k uvoľňovaniu materiálu z povrchu ich jadier. Vzorky z takýchto komét môžu poskytnúť excelentné informácie o základných stavebných prvkoch slnečnej sústavy ešte z čias jej formovania.

Ako sme už spomenuli, predpokladá sa, že kométy vznikali vo vonkajšom pásme slnečnej hmloviny. Teplota tam bola neustále dostatočne nízka na to, aby mnohé medzihviezdne častice pohybujúce sa týmto priestorom prežili procesy formovania hmloviny. Napriek tomu sa infračervené spektrum komét líši od infračerveného spektra medzihviezdneho prachu. Silikátová zložka kometárneho prachu v spektrálnej oblasti okolo 10 mikrometrov má jemnú štruktúru. Kometárny silikát je zrejme čírejší než jeho medzihviezdny ekvivalent. Zaujímavé informácie poskytol analyzátor prachu umiestnený na kozmickej sonde Halley, ktorý detegoval častice bohaté na kremík a uhlík (CHON), čo naznačuje prítomnosť organických zložiek. Treba podotknúť, že doposiaľ nie je celkom známe, ktorá frakcia kometárneho prachu pochádza z obdobia pred a ktorá z čias formovania slnečnej sústavy. Tiež nie je jasné, ako mohlo zlúčenie medzihviezdnych prachových zrniek do väčších zoskupení spôsobiť zmenu ich fyzikálno-optických vlastností.

Dynamika malých prachových častíc v slnečnej sústave súvisí so stabilitou zodiakálneho mračna a jeho evolúciou. Problémom je však nedostatok a často diskutabilná kvalita údajov o populácii častíc medziplanetárneho prachu. Z pozorovaní vyplýva, že submikrónová a mikrónova frakcia populácie častíc reprezentuje s najväčšou pravdepodobnosťou podstatnú zložku zodiakálneho mračna. Pohyb takýchto častíc ovplyvňuje nielen gravitačná sila Slnka a planét, ale aj elektromagnetické žiarenie. Dokonca pre určitý typ častíc môže byť účinok elektromagnetickej zložky oveľa silnejší.

Zásadným problémom je stabilita zodiakálneho mračna. V dôsledku Poyntigovho-Robertsonovho efektu ²⁾ budú prachové častice, ktoré sa špirálovito pohybujú okolo Slnka, zanikať na jeho povrchu alebo v tesnej blízkosti. Všetky častice zodiakálneho mračna sa skôr či neskôr z neho vytratia. Kde je teda – pri neustálom úbytku častíc z mračna – ich zdroj? Keby neexistoval, vzhľadom na úbytok hmoty by bolo možné pozorovať pokles intenzity zodiakálneho svetla – čo sa však doposiaľ nepotvrdilo. Ako sme už spomenuli v úvode, zdrojom častíc by mohli byť kométy alebo asteroidy. Keď sa totiž kométy priblížia k Slnku, uvoľňujú enormné množstvo prachu a ľadu.

Neustály únik hmoty z niektorých komét spôsobil vznik meteorických rojov, ktorých dráhy priamo korelujú s dráhami materských telies. Existencia meteorických rojov a ich interakcia so zemskou atmosférou poskytuje ideálne možnosti na priamu analýzu kozmického materiálu, dokonca v laboratórnych podmienkach. Častice medziplanetárneho prachu menia albedo systému Zem–atmosféra. Takéto poznatky sú veľmi dôležité pri diaľkovom prieskume Zeme, ale aj iných planét, ktoré „vlastnia“ aerosólovú atmosféru (napr. Marsu).

Súvislosť medzi pozorovanou aktivitou meteorických rojov a zmenou optických vlastností vysokej atmosféry Zeme sa už dávnejšie potvrdila pri fotometrii zatmení Mesiaca. Ukázalo sa, že úroveň kontrastu hranice medzi tieňom a polotieňom (premietaným na disk Mesiaca) je extrémne citlivým indikátorom oslabenia slnečného žiarenia „obtekajúceho“ zemeguľu a prenikajúceho prostredím prachových častíc rozptýlených v rôznych oblastiach strednej atmosféry. Problémom je ale sporadickosť výskytu zatmení Mesiaca i získanie dostatočne kvalitných údajov z pozorovania. Kontaminácia vysokej atmosféry Zeme časticami mimozemského pôvodu sa prejaví aj zmenou spektrálnych charakteristík intenzity rozptýleného žiarenia oblohy za súmraku. Z výsledkov dlhodobých polarizačných meraní súmračnej oblohy vyplynulo, že intenzita rozptýleného žiarenia prudko narastá krátko po strete atmosféry s meteorickými rojmi. V roku 1979 sa dokonca v súvislosti s perseidami zaznamenal až štvornásobný nárast intenzity svetla rozptýleného vo vysokej atmosfére.

Vráťme sa však ku generovaniu a uvoľňovaniu častíc medziplanetárneho prachu z povrchových vrstiev jadier komét. Zdá sa, že množstvo takto produkovaného prachu je stále nepostačujúce na vysvetlenie stability zodiakálneho mračna, pokiaľ zotrváme na predpoklade sférického tvaru prachových zŕn a ich objemovej kompaktnosti (teda neporéznosti). Z predpokladu, že častice majú sférický tvar, vychádza aj známy teoretický model založený na Poyntingovom-Robertsonovom efekte. Skutočnosť, že tieto častice sú striktne nesférické a porézne, sa síce všeobecne akceptuje, nie je však zapracovaná do fyzikálnych a numerických modelov.

Predpokladá sa, že jedným zo zdrojov, ktorý nemalou mierou prispieva k vyrovnávaniu straty hmoty zo zodiakálneho mračna, by mohla byť Enckeho kométa. Dráhové elementy kométy predurčujú evolúciu trajektórií uvoľnených častíc. Ich dráhy ovplyvňujú aj rozmery, hustota, tvar a iné charakteristiky častíc. Ak by sme však uvažovali len s účinkami gravitačnej sily Slnka bez akceptovania silových účinkov žiarenia, zistili by sme, že rozdiely v uvedených vlastnostiach častíc sú prakticky bezvýznamné. Pri analýze silových účinkov žiarenia na časticu majú však zásadný význam. Z výpočtov vyplýva, že sférická častica s priemerom asi 1 µm zaniká v blízkosti Slnka zhruba za 1500 rokov, zatiaľ čo pri nesférickej častici kolíše doba životnosti v širokom rozsahu, v závislosti od počiatočnej orientácie rotačnej osi. V priemere to však nie je skôr ako za 2500 rokov. V niektorých prípadoch však takáto častica zotrváva v slnečnej sústave aj niekoľko desiatok tisíc rokov i značne dlhšie. Vzhľadom na skracovanie doby obehu pri postupnom špirálovitom pohybe okolo Slnka je počet obehov maximálny v prípade sférickej častice. Významným rozdielom medzi sférickou a nesférickou časticou je aj vývoj excentricity. Pri sférickej častici excentricita klesá k nule (fyzikálny dôsledok Poyntingovho-Robertsonovho efektu), naproti tomu pri nesférickej častici nadobúda hodnotu 0,95 (teda blízku jej maximálnej hodnote = 1) a to i v tom malom počte prípadov, keď častica zaniká na Slnku. Ak sa aj v prípade klasického P–R efektu sklon dráhy častíc zachováva (pri sférických časticiach produkovaných Enckeho kométou je to 12,4°), pri nesférických časticiach sa táto hodnota v niektorých prípadoch cyklicky mení. Spočiatku prográdny pohyb častice (v súlade so smerom obehu Zeme okolo Slnka) prechádza do retrográdneho (teda proti smeru obehu Zeme okolo Slnka) a naopak.

Prachové častice v prstencoch planét

Až donedávna sa Saturnove prstence považovali za unikátny jav. Neskoršie objavy prstencov Jupitera a Uránu však ukázali, že pri veľkých planétach je prítomnosť prstencov celkom prirodzená, ak nie zákonitá. Vedci pôvodne predpokladali, že prstence vznikali v čase formovania planét asi pred 4,8 miliardy rokov. Je známe, že prstence ležia vnútri Rocheovej hranice – t.j. v oblasti, kde slapové sily planéty roztrhnú väčšie teleso. Dalo sa preto očakávať, že v prípade prstencov môže ísť o zvyškový materiál protoplanetárneho mraku, ktorý sa v blízkosti planéty s obrovskou hmotnosťou nemohol sformovať na mesiac. Alebo mohlo ísť o časť mesiaca, či mesiacov, ktoré Saturn slapovými silami postupne sťahoval a po prekročení Rocheovej hranice rozdrvil na drobné úlomky. Ukazuje sa však, že prstence sú pravdepodobne mladšie. Ak by bol totiž vek prstencov skutočne porovnateľný s vekom planéty, boli by prstence tmavé. Prstence Saturna sú však zreteľne jasné. Popri tejto planéte aj Urán má dosť zložitú a početnú štruktúru prstencov, ktoré oddeľuje doslova prázdny priestor. Predpokladá sa, že existencia veľkého množstva veľmi úzkych prstencov Uránu by mohla súvisieť s gravitačným pôsobením jeho mesiačikov, ktoré môžu gravitačne „vymetať“ častice z istých zón vnútri prstencovitej štruktúry. Napriek tomu, úplne akceptovateľné teoretické zdôvodnenie existencie prázdnych zón doposiaľ neexistuje. Medzi prstencami Saturna a Uránu je jeden dôležitý rozdiel – materiál pochádzajúci z mesiacov Uránu je neobyčajne tmavý – asi dvakrát tmavší než mesačný regolit. Z toho možno usudzovať, že zloženie prstencov bude zrejme odlišné. Z výsledkov meraní vyplýva, že špeciálne Saturnov F-prstenec obsahuje značné množstvo čiastočiek zo znečisteného ľadu. Takéto častice intenzívne rozptyľujú svetlo, čo napokon zaznamenali aj sondy Voyager. Sonda Pioneer 11 objavila F-prstenec v roku 1979, a hoci prvé zábery naznačovali niečo neobvyklé, až Voyager 1 v novembri 1980 jasne zmonitoroval zvláštnu pletencovitú štruktúru vnútri F-prstenca (obrázek 4). Tvorili ju tri výrazné vlákna, z ktorých dve sa zreteľne pretínali a vytvárali akýsi vrkoč. O deväť mesiacov Voyager 2 zaznamenal obraz štyroch vláken, ktoré sa nepretínali. Zatiaľ nie sú celkom jasné príčiny vzniku pletencov. Predpokladá sa, že by mohlo ísť o väčšie zhluky kozmického materiálu, alebo možno je to len optický klam spôsobený vzájomným geometrickým priemetom jednotlivých subprstencov pozorovaných z blízkej mimorovníkovej oblasti. Hľadanie príčiny je však dôležitejšie, než sa na prvý pohľad zdá. V prípade F-prstenca nám fyzika opäť pripravila jedno zo svojich impozantných prekvapení. Doposiaľ sa nepodarilo vysvetliť, prečo má radiálnu štruktúru a akým spôsobom sa udržuje. Zdá sa, že nepravidelnosti a „náhodné“ fluktuácie dráh kozmických častíc v F-prstenci možno opäť hľadať aj v špecifickom pôsobení elektromagnetickej sily na nesférické častice. Elektromagnetická sila významne modifikuje predovšetkým dráhu tých častíc, ktorých rozmery spĺňajú určité kritériá. Teoreticky možno tento fakt vysvetliť pomerne jednoducho. Častice s podstatne menšími rozmery než vlnová dĺžka rozptyľujú žiarenie ako jednoduchý dipól, teda prakticky nezávisle od ich tvaru. Naopak rozptyl žiarenia na časticiach, ktorých rozmery mnohokrát prevyšujú vlnovú dĺžku interagujúceho žiarenia, sa riadi princípmi geometrickej optiky a v súhlase s Fresnelovskou asymptotikou je takmer všetka energia rozptýlená do smerov blízkych smeru, v ktorom postupujú slnečné lúče (obrázek 5). V prvom prípade je diagram rozptylu radiálne symetrický, v druhom prípade intenzita rozptýleného žiarenia podlieha veľkým zmenám v rozsahu niekoľkých rádov. V oboch prípadoch je fyzikálnym dôsledkom uvedených faktov veľmi podobné správanie ako pri P–R efekte. Dá sa preto očakávať, že existuje len určitý interval rozmerov častíc, pri ktorých má nesférickosť zásadný vplyv na výsledný pohyb častíc v gravitačnom a elektromagnetickom poli Slnka.

F-prstenec sa zdá byť jasnejší pri väčších fázových uhloch, čo indikuje prítomnosť značného množstva malých častíc. Isté odhady stredného rozmeru častíc sa urobili na základe porovnania jasu prstenca v blízkom okolí fázových uhlov 140 a 155 stupňov. Výpočty sa značne zjednodušujú tým, že F-prstenec je opticky tenký, a tak pri numerickom simulovaní jeho jasu netreba analyzovať viacnásobný rozptyl. Ukázalo sa, že prachové zrniečka majú rozmery od desatiny mikrometra až po niekoľko (málo) mikrometrov. Numerické simulácie trajektórií takýchto častíc potvrdili možnosť rozdelenia kontinuálneho toku častíc do viacerých „vlákien“, ktoré reprezentujú prúdnice s niekoľkonásobne väčšou hustotou častíc ako v okolitých zónach. Výpočty potvrdili, že vlákno sa skutočne môže rozštiepiť už po niekoľko sto, resp. tisíc rokoch od začiatku simulácie. Zdá sa teda, že účinok elektromagnetického žiarenia bude pri hľadaní vysvetlenia špecifickej dynamiky častíc v prstencoch planét zohrávať dôležitejšiu úlohu, než sa očakávalo.

Množstvo informácií o kozmickom prachu v medziplanetárnom priestore neustále narastá. Priamymi i nepriamymi meraniami (napr. sondami Ulysses či Galileo) alebo pomocou optických metód (spätného rozptylu či extinkcie žiarenia) sa postupne odkrývajú neznáme miesta astrofyziky prachových častíc a získavajú informácie o veľkosti, zložení a zmenách priestorovej koncentrácie častíc medziplanetárneho prachu. Skúmanie interakcie elektromagnetického žiarenia s časticami umožňuje určiť vlastnosti medziplanetárnych častíc – na základe aplikácie teórie na laboratórne experimenty, a potom aj na astronomické pozorovania a ich konfrontáciu. Žiarenie ovplyvňuje aj pohyb individuálnych častíc, ako sú napríklad meteoroidy v slnečnej sústave. To pomôže lepšie pochopiť aj procesy evolúcie pozorovaných systémov týchto častíc (napr. zodiakálneho mraku a prstencov planét) i určiť presné maximá meteorických rojov.