Ve zkratce

Kolísání rotační osy Země

Laserový gyroskop již dávno není novinkou. Nalezl uplatnění v navigačních zařízeních od letadel až po turistiku. S myšlenkou měřit pomocí laserového gyroskopu nepravidelnosti v rotaci Země přišel před více než 15 lety Ulrich Schreiber. Tehdy ho všichni zrazovali, že to je naprosto nemožný nápad. Není divu. Nikdo totiž nevěřil, že by se mohlo podařit zlepšit stabilitu laseru o několik řádů a milionkrát zvýšit citlivost detektoru. V nepravidelnostech rotace Země jde zejména o změny způsobené přesuny hmot na zemském povrchu (v atmosféře a oceánech). Dosud tyto nepravidelnosti v precesi zemské osy stanovují astronomové tak, že určují polohu vybraných vzdálených astronomických objektů pomocí radioteleskopů a interferometrie s velice dlouhou základnou. To je velmi náročné a nákladné. Ulrich Schreiber však svoji ideu neopustil a s experimentální technikou roku 2011 je co do přesnosti radioastronomickým metodám již v patách. (doi: 10.1103/PhysRevLett.107.173904)

Největší, nebo druhá největší?

Trpasličí planetka číslo 136199 byla objevena v roce 2005 a dostala jméno Eris (podle bohyně sporů). Je jedním z nejvzdálenějších objektů sluneční soustavy. V současnosti je od Země téměř 96 astronomických jednotek (je 96krát dále, než je průměrná vzdálenost Země od Slunce). Protože je tak daleko, je velmi obtížné stanovit její velikost. Z jejího tepelného vyzařování astronomové např. usuzovali, že by mohla mít poloměr 1500 plus minus 200 km, a být tedy větší planetou (tehdy) než Pluto. Ze spektra usoudili, že má podobné složení povrchu jako Pluto, tj. že se na povrchu planetky nachází zmrzlý methan, dusík a zřejmě i argon. Protože planetka má měsíček, bylo možné určit její hmotnost: 1,66 × 10²² kg, je tedy o více než čtvrtinu hmotnější než Pluto. Proto byla krátkou chvíli považována za „desátou planetu“, než se astronomové dohodli na tom, že objekty typu Pluta nebudou považovat za planety, a zavedli kategorii trpasličí planetky.

Pravděpodobnost, že by Eris zakryla nějakou hvězdu, je velmi malá (je daleko a pohybuje se v segmentu oblohy řídce zabydleném hvězdami). Nicméně když se podařilo předpovědět, že k takovému zákrytu dojde v listopadu 2010, soustředili se na jeho pozorování astronomové z 26 observatoří. Čtyři observatoře byly úspěšné. Co se z pozorování zákrytu podařilo zjistit? Eris má poloměr 1163 km (s odchylkou plus minus 6 km, což je nevídaná přesnost), hustotu 2,52 g·cm^–3 (tedy vyšší, než je hustota Pluta 2,0 g·cm^–3) a vysoké albedo (její povrch odráží zhruba 96 procent světla, které by odrazil bílý hladký povrch). Na rozdíl od Pluta nemá Eris atmosféru. Astronomové dosud nemohou říci, zda je Eris větší nebo menší než Pluto, neboť poloměr Pluta neznáme s dostatečnou přesností (kvůli jeho atmosféře).

Neobvykle jasný povrch planetky astronomy překvapil. Normálně by totiž měl být poznamenán kosmickým zářením a kosmickým prachem (mikrometeority). A tak oživili hypotézu, že u velkých objektů Kuiperova pásu při jejich přiblížení k Slunci sublimuje atmosféra, která potom při jejich opětném vzdalování od Slunce zmrzá, takže při každém obletu Slunce se obnovuje „ledový“ povrch objektu. Zda tomu tak je i u planetky Eris, bude nutno ověřit nějakou nepřímou metodou. Oběžná doba planetky Eris je totiž zhruba 557 let, nyní je blízko nejvzdálenějšímu bodu své dráhy (apogea) a v blízkosti perihélia se bude pohybovat až zhruba za čtvrt tisíciletí. (Nature 478, 493–496, 2011)

Nevyzpytatelné mořské vlny

V historii námořní dopravy je popsáno nemálo událostí, kdy se loď znenadání setká s mimořádně velikou vlnou. Jedna taková událost se stala v únoru 1986, kdy se přes loď SS Spray plující za mírného počasí podél pobřeží Jižní Karolíny převalily tři obrovské vlny. Výšku největší z nich – druhé z „tří sester“ – odhadli na 17 metrů(!). Loď sice nabrala vodu a byla poškozena, vlny však nikoho nesmetly z paluby.

Námořnická zkušenost říká, že takové obrovité vlny se vyskytují častěji v oblastech silných mořských proudů, jako jsou Golfský proud, proudy v oblasti Střelkového mysu u jihoafrických břehů nebo proud Kuroshio u břehů japonských. Proč tyto nevyzpytatelné obrovité vlny vznikají, bylo nejasné. Fyzikové navrhli několik hypotéz, pro nepředvídatelnost těchto vln je však nebylo možné testovat na místě vzniku.

Miguel Onorato z Turinské univerzity spolu se spolupracovníky simulovali na počítači interakci „normálních vln“, které se pohybují proti proudu. Simulace ukázaly, že když rovinná vlna putuje z oblasti, kde není mořský proud, do oblasti, kde je, koncentruje se energie vlny do malé oblasti. Vzniká tak nestabilita, která vposledku může vést ke vzniku tří nebo čtyř obrovitých vln. S analogickým jevem se lze setkat i v nelineární optice, kde se světlo šíří optickým vláknem, jehož některé nelineární vlastnosti se postupně mění. (arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1109/1109.0178v1.pdf)

Sonda Rosetta na své pouti

Sonda Rosetta se vydala na svoji dlouhou pouť ke kometě 67P/Churuymov–Gerasenko 2. března 2004. K cíli má dorazit v květnu 2014. Aby šetřila energií, většinu času prospí. Při blízkém průletu (blíže než 800 km) kolem asteroidu 2867 Šteins zkoumala jeho povrch. V červenci minulého roku prolétala kolem asteroidu 21 Lutecia ve vzdálenosti 3200 km a upřesnila jeho rozměry na 121 × 101 × 75 km. Z gravitačního působení na sondu bylo možné stanovit hmotnost asteroidu 1,7 × 10¹⁸ kg. Astronomy překvapila jeho průměrná hustota 3,4 g·cm^–3. Vzhledem k tomu, že povrchová vrstva asteroidu má hustotu jen 1,3 g·cm^–3, musí mít pevné jádro hustotu ještě vyšší. Tak vysokou hustotu přičítají tomu, že tento asteroid není slepenec kosmického prachu a drobných úlomků ze srážek asteroidů. Jedna z vyslovených hypotéz klade jeho vznik do období počátku sluneční soustavy, kdy mohl být asteroid ještě tekutý a sférický a těžké části mohly klesnout do jeho středu. Pozdější srážky pak mohou být odpovědné za jeho nynější tvar. (Science 334, 487–490, 2011)