Trpaslík a komety: chmurná budoucnost planety  
Tak v novém roce hodně zdraví, rychle naplánovat letní dovolenou, vybrat úspory, uspořádat pořádný sousedský mejdan, ať vám pak není líto, že jste něco prošvihli. Zemi totiž nečeká zrovna příjemná budoucnost. Alespoň podle doktora Coryna Bailer-Jonese.


 

Coryn Bailer-Jones. Kredit: Coryn Bailer-Jones/Max Planck Institute for Astronomy, Heidelberg

„Takových už bylo,“ řeknete si. Kdo by si nevzpomněl na příklad „magického“ data 24. 12. 2012, po kterém se neudálo vůbec nic, tedy až na úplný výpadek internetu v jedné pražské městské části. Ale ten zapříčinil nějaký lehkovážný spoluobčan odcizením svazků optických kabelů z místní rozvodny.


Ovšem v případě astrofyzika Coryna Bailer-Jonese z astronomického oddělení institutu Maxe Plancka v Heidelbergu jde o úplně jiné kafe. Už delší dobu se zaměřuje na statistickou analýzu velkých objemů dat v rámci dlouhodobých astronomických pozorování. Osobně vede tým specialistů, kteří výše zmíněné metody aplikují v rámci programu sondy Gaia pod patronací Evropské kosmické agentury. Mezi hlavní témata jeho výzkumu patří studium galaktických struktur, hnědých trpaslíků (zakrslíků na pomezí málo hmotných hvězd a obřích planet), ale především – a to nás teď bude zajímat – vlivu kosmických jevů na vývoj naší planety. A to v poměrně širokém rozpětí: od různých globálních katastrofických událostí ovlivňujících evoluci živých organismů až po dlouhodobé klimatické změny.

 

 

   Dvojhvězda 61 Cygni v souhvězdí Labutě tvořená dvojicí oranžových trpaslíků se nachází přibližně 11,5 světelných let od Země. Jde o první hvězdný útvar, u kterého se podařilo měřením paralaxy zjistit vzdálenost od nás (Friedrich Wilhelm Bessel, 1838 s chybou pouhého jednoho světelného roku!). Na obloze vykazuje vlastní pohyb 5,2” za rok, proto se mu také přezdívá „letící hvězda“. Jde o sedmou nejrychlejší hvězdu s vlastním pohybem na obloze (relativně ke Slunci) a patnáctý nejbližší stelární systém.
Kredit: Wikimedia/ESO Online Digitized Sky Survey


Jeho poslední práce se týká výzkumu skupiny oranžových trpaslíků. Jde o zástupce hvězd hlavní posloupnosti typu K s relativně nízkou hmotností (0,5 – 0,8 Slunce) a povrchovou teplotou 4000 – 5000 °C. Mezi nejznámější zástupce patří Alfa Centauri B v nám nejbližším hvězdném systému.

 

33 popis obrázku: Dvojhvězda 61 Cygni v souhvězdí Labutě tvořená dvojicí oranžových trpaslíků se nachází přibližně 11,5 světelných let od Země. Jde o první hvězdný útvar, u kterého se podařilo měřením paralaxy zjistit vzdálenost od nás (Friedrich Wilhelm Bessel, 1838 s chybou pouhého jednoho světelného roku!). Na obloze vykazuje vlastní pohyb 5,2” za rok, proto se mu také přezdívá „letící hvězda“. Jde o sedmou nejrychlejší hvězdu s vlastním pohybem na obloze (relativně ke Slunci) a patnáctý nejbližší stelární systém. Kredit: Wikimedia/ESO Online Digitized Sky Survey

 

Podle doktora Coryna Bailer-Jonese existuje až devadesátiprocentní pravděpodobnost, že se v příštích 240 až 470 tisíci letech přiblíží jeden z našich lokálních sousedů tak blízko k vnější hranici Oortova oblaku, že gravitačním působením naruší jeho stabilitu a do vnitřních oblastí slunečního systému se vydají miliony komet. A to pro nás nebude zrovna příjemné období.


Bailer-Jones se v současné době zabývá modelováním oběžných drah asi 50 000 blízkých hvězd. Našel až čtrnáct adeptů, u kterých očekává přiblížení na vzdálenost tří světelných let (a méně) od centra slunečního systému. Jeho výsledky vychází především z dat měření sondy Hipparcos. Tehdy šlo o sérii prvních astrometrických měření prováděných v kosmickém prostoru pomocí umělé družice (1989 – 1993). Díky nim astronomové zkompletovali další hvězdný katalog s názvem Hipparcos (kdo by to čekal) mapující 118 200 hvězd. Bailer-Jones si skutečně libuje v obsáhlých datových výstupech.


A má dokonce svého favorita. Jde o hvězdu HIP 85605 o zdánlivé magnitudě 11,4 promítající se z našeho pohledu do souhvězdí Herkula. Ta se pohybuje prostorem ve vzdálenosti přibližně šestnácti světelných let od Země a tvoří sekundární složku vícečetného hvězdného systému.


 

Zvětšit obrázek
Sonda Hipparcos z 90. let – předchozí zdroj dat Coryna Bailer-Jonese. Kredit: ESA

V budoucnu by se měla přiblížit na vzdálenost 0,04 parseku od Slunce. Ve světle našich běžných délkových jednotek jde o takřka nepředstavitelně vzdálenou událost. Činí plných osm tisíc astronomických jednotek. Jen pro porovnání: nejhmotnější doposud známá trpasličí planeta sluneční soustavy Eris je v aféliu „pouhých“ 98 au od naší mateřské hvězdy. Ovšem převedeno na světelné roky už vypadá přiblížení HIP 85605 zajímavěji. Jde o vzdálenost přibližně padesáti světelných dnů.

 


Pořád vám to přijde hodně daleko? Máte pravdu. Ale to neznamená, že nás to neovlivní. Přesnost seřízení našeho planetárního „hodinového strojku“ klesá s narůstající vzdáleností od Slunce. Zatímco členové vnitřního slunečního systému fungují bez problémů po miliardy let, jeho vnější okraj už tak stabilní není. I na vzdálenost oběžných drah planetek Pluto či Eris se už začínají projevovat drobné nestability. A na okraji Oortova oblaku radši zatajme dech, abychom neporušili křehkou gravitační rovnováhu.


Bohužel zatím nemáme pořádnou představu o jeho rozloze – nejčastěji se jeho vnější hranice udávají v rozmezí třiceti až padesáti tisíc astronomických jednotek. Jeho obsah tvoří biliony zmrzlých více či méně hmotných „odpadků“ z dob formování sluneční soustavy. Blízký průlet sousední hvězdy by se ve výsledku podobal spíše tomu, když drobným fouknutím rozeženete mikroskopické částečky cigaretového kouře, než že by šlo o nějaké dramatické kolize tak oblíbené v akčních filmech s Brucem Willisem. Ale zvolna narůstající gravitační působení Slunce udělá časem své. Takto probuzené objekty Oortova oblaku si to zvolna namíří do středu sluneční soustavy (některé úplně opačným směrem, ale ty nás trápit nemusí) a pohroma je na talíři.


 

Zvětšit obrázek
Pohyb sluneční soustavy rovinou galaktického disku. Kredit: http://astronomy.stackexchange.com/

Bailer-Jones se nedíval jen do budoucnosti. Jeho tým se zabýval blízkými hvězdami, které mohly ovlivnit vývoj naší planety i po dobu předchozích dvaceti milionů let. Standardní výpočty numerických modelů v kombinaci s newtonovskou mechanikou aplikoval na nejbližší okolní stelární sousedy. A nevynechal ani naši domovskou hvězdu – ta se rovněž pohybuje podél roviny galaktického disku a tím vychází sama vstříc budoucím možným kolizím.

 

Už z principu své profese počítal Bailer-Jones i s možnými chybami. Proto v modelu u každé hvězdy drobně pozměnil některé parametry až 10 000x. Sám to nazývá „rozložením hodnot pravděpodobnosti“. Z rozptylu výsledných dat se pak snažil určit nejpravděpodobnější možný výsledek. Ani to samozřejmě nezaručuje, že k takovým událostem dojde v udávaném časovém intervalu. Přinejmenším se ale výsledky nesnažil spíchnout horkou (mediální) jehlou.

 

Zvětšit obrázek
Zdroj budoucích dat dr. Coryna Bailer-Jonese – kosmický detektor Gaia. Kredit: ESA


Ve hře není pouze rozrušení kompaktního Oortova oblaku gravitačním působením. Jak sám uvádí, je i malá pravděpodobnost, že se některá z hvězd míjejících sluneční soustavu v průběhu kritických 30 000 let největšího přiblížení promění v supernovu. I když jde o neuvěřitelně krátký časový interval, je to možné. Ale pravdou je, že tak efektní hollywoodský scénář není ani potřeba – stačí silné ultrafialové záření sousední hvězdy. To způsobí paseku v atmosféře modré planety. Přesvědčivé důkazy zatím chybí, ale zřejmě k tomu došlo několikrát v historii Země, takže vlastně nejde o nic nového.

 

Klidný nový rok, a nezapomeňte naplánovat tu dovolenou!


Zdroje: http://www.mpia-hd.mpg.de/~calj/
http://arxiv.org/abs/1412.3648
http://www.forbes.com/sites/brucedorminey/2014/12/29/outer-solar-system-likely-to-collide-with-orange-dwarf-star/
http://www.mpia.de/~calj/stellar_encounters/stellar_encounters_1.html


 

Autor: Vladimír Pecha
Datum: 02.01.2015 02:13
Tisk článku

Katastrofa 1914 - Hastings Max
Knihy.ABZ.cz
 
 
cena původní: 625 Kč
cena: 525 Kč
Katastrofa 1914
Hastings Max

Diskuze:

Z Z,2015-01-08 11:40:14

Doplnenie: Este teoreticky nejake hviezdy obiehajuce stred galaxie mimo disku. Kolko ich asi je?

Odpovědět

Oscilačný pohyb Slnka voči galaktickej rovine

Z Z,2015-01-06 17:45:04

Čo spôsobuje oscilačný pohyb Slnka voči galaktickej rovine (na obrázku)? Pokiaľ možno, ak by sa to dalo nejako zrozumiteľne v češtine alebo slovenčine.

Odpovědět


gravitace

Pavel Brož,2015-01-06 22:33:40

Odpověď je jednoduchá - gravitace disku. V prvním přiblížení se dá hmota Galaxie rozdělit na sférickou složku tvořenou zhruba sférickou galaktickou čočkou (bulbou), plus složku tvořenou placatým diskem. Celková gravitační síla, jakou působí Galaxie na Slunce, se dá v tomto přiblížení také rozložit na součet "Coulombické" části (která klesá jako 1/r^2, kde r je vzdálenost od centra) a části, která je v blízkosti disku a nepříliš daleko od centra zhruba kolmá k rovině disku. Zatímco prvá část, která směřuje do středu, je kompenzována odstředivou silou v důsledku obíhání Slunce kolem středu Galaxie, tak druhá část způsobuje právě onu oscilaci vůči rovině Galaxie.

Odpovědět


Z Z,2015-01-07 14:08:22

Potom vlastne rôzne hviezdy môžu rôzne horizontálne "kmitať" s rôznou amplitúdou aj "fázou?" A závisí to od nejakej "prvotnej" polohy voči disku pri ich vzniku? Časom bude asi to "kmitanie" čoraz viac tlmené, či nie?

Odpovědět


Pavel Brož,2015-01-07 19:16:22

Odpověď na Vaše první dvě otázky je jednoznačně ano, odpověď na třetí je ne, ale s výhradou. Pohyb hvězd není tlumený např. v důsledku tření o mezihvězdný plyn, ten je totiž tak řídký, že pohyb hvězd prakticky neovlivní. Mnohem výrazněji je pohyb hvězd ovlivněn blízkými průchody kolem jiných hvězd, a to se může přihodit velice snadno. Z tohoto důvodu proto nelze brát onen oscilační pohyb až tak příliš přesně, z dlouhodobého pohledu je totiž pohyb jednotlivých hvězd v rámci hvězdných uskupení, jako jsou hvězdokupy, ale i galaxie, chaotický. Nejvýraznější je ten chaos samozřejmě v těsných hvězdných uskupeních typu kulové hvězdokupy, kde dráhy jednotlivých hvězd opisují všelijak zašmodrchané prostorové křivky. Nicméně ani mimo hvězdokupy není stabilita trajektorie hvězd z dlouhodobého pohledu nijak garantována - každá hvězda může mít např. tu smůlu, že bude nešťastným těsným průletem kolem jiné hvězdy třeba i úplně vykopnuta z galaxie, klidně i nevratně, tj. s rychlostí větší než únikovou. Takové hvězdy jsou i v naší Galaxii pozorovány.

Odpovědět


Z Z,2015-01-08 11:37:37

Tlmenie oscilacii som myslel pre disk ako celok. Ze ma disk tendenciu sa stencovat. Jednotlive hviezdy sa mozu vyraznejsie z tejto priemernej statistiky odlisovat. Pohyb hviezd v clanku je teda sposobeny prevazne tou oscilaciou? Ze ine hviezdy kmitaju s inou amplitudou a fazou ako Slnko? Ine dovody, ako potulna hviezda z inej galaxie, ci na unikovej drahe z Mliecnej cesty, budu asi ovela nepravdepodobnejsie.

Odpovědět


Z Z,2015-01-08 11:41:25

Doplnenie: Este teoreticky nejake hviezdy obiehajuce stred galaxie mimo disku. Kolko ich asi je?

Odpovědět


Pavel Brož,2015-01-08 22:40:07

Disk naší Galaxie nemá moc důvod se ztenčovat, právě protože lze celkem dobře zanedbat "třecí sílu" při pohybu hvězd v mezihvězdném plynu. Zde by možná bylo vhodné tento problém rozebrat. Nemalá část tvarů ve vesmíru je důsledkem několika málo skutečností: Newtonovým gravitačním zákonem (podle nějž je gravitační přitažlivá síla mezi dvěma sféricky symetrickými tělesy nepřímo úměrná jejich vzdálenosti plus míří ve směru jejich spojnice) a Newtonovými zákony. Z nich pak plyne zákon zachování momentu hybnosti, a to je právě ten zákon, který má na svědomí všelijaké ty prstencovité a diskovité útvary, které pozorujeme jak na úrovni např. planetárních prstenců, tak na úrovni sluneční soustavy (kdy planety obíhají skoro v jedné rovině), tak na úrovni galaxií (ale jenom těch spirálních, ne už eliptických, které bývají typicky větší a typicky vzniklé spojením vícero spirálních galaxií). Zákon zachování momentu hybnosti nám říká, že celkový moment hybnosti soustavy zůstane konstantní, nezávisle na tom, jak se jednotlivé části soustavy přitahují, sráží, štěpí, kumulují či rozptylují.

Máme-li ve výchozím stavu obrovský oblak plynu, který svou vlastní gravitací postupně kondenzuje do hvězd a galaxií, tak tento oblak bude mít nějaký obecně nenulový celkový moment hybnosti, a stejný moment hybnosti bude mít i za miliardy let, kdy už nebude oblakem plynu, ale nějakou velkou strukturou typu např. hvězdokupy či galaxie. Plyn při svém pohybu vykazuje tření, protože molekuly do sebe všelijak narážejí. Toto narážení molekul plynu ale nemůže změnit celkový moment hybnosti, protože ten zůstává konstantní. To, co se během tohoto narážení molekul plynu ale změní, je to, že se původně neuspořádaný pohyb molekul usměrní, samozřejmě s respektování zákona zachování momentu hybnosti. Moment hybnosti u hmotného bodu obíhajícího kolem centra spočteme jako součin složky jeho hybnosti kolmé na spojnici s centrem a vzdálenosti k centru. Tak toto číslo se zachovává, plus odpovídající rovina pohybu - matematicky je to ekvivalentní tvrzení, že se zachovává vektorový součin r x p, kde r je vektor od hmotného bodu k centru a p je jeho hybnost. V případě mnoha hmotných bodů (mnoha molekul plynu) pak musíme sečíst všechny takové dílčí vektory - jejich součet je nějaký výsledný vektor, rovina na nějž kolmá pak ukazuje, v které rovině budou obíhat tělesa vzniklá z plynu, pokud při kondenzaci nějaký disk vznikne.

A to je právě ta klíčová věc, ke které mířím - to, jestli vznikne disk či ne, závisí na tom, jakým procesem ta kondenzace proběhne. Můžeme mít dva extrémní případy:
V prvém z nich vzniknou nejprve hvězdy, které v průběhu svého vzniku "vyžerou" všechen volný plyn. Tím dojde k výraznému poklesu tření, které pak přestane být podstatné. Vznikne typicky nějaká hvězdokupa (např. kulová, pokud v okolí nejsou nějaké rušivé elementy, jako např. ramena galaxie atd.). Samotné hvězdy jsou přitom z pohledu jejich vzdáleností natolik malé, že jejich srážky prakticky nenastávají (velice zřídka sice ano, ale je to jako výhra v jackpotu). Potom už takovou hvězdokupu nic nenutí se dále zplošťovat, protože tření prakticky neexistuje a srážky jsou extrémně vzácné. Hvězdy se v takové hvězdokupě pohybují po chaotických trajektoriích, čas od času je nějaká nenávratně vykopnuta z hvězdokupy, ale až na toto pomalé zmenšování může hvězdokupa existovat velice dlouho.
Ve druhém případě se plyn během svého pohybu vlastním třením zbrzdí natolik, že vytvoří diskovou strukturu, ve které teprve sekundárně nastává masivní hvězdotvorba. Takto vytvořená galaxie potom má typický diskový tvar. Existují ale i trpasličí galaxie, které bývají často nepravidelné. Na opačném konci stupnice obří galaxie bývají pro změnu eliptické, nikoliv placaté, protože většinou vznikají v důsledku srážek dvou či více spirálních galaxií. Spirální galaxie, jako je naše Mléčná dráha, které mají svou typickou estetickou placatost, většinou nebývají ani příliš malé, ani obří.

Kulové hvězdokupy nalezneme často v galaktickém halo, což je jakási pomyslná koule kolem středu naší Galaxie, jejíž poloměr je o něco větší než poloměr galaktického disku. Pro lepší představu viz např. zde: http://objekty.astro.cz/nase/2231-galakticke-halo . Kulové hvězdokupy v našem galaktickém halo jsou velice staré (což se pozná podle velice slabého zastoupení spektrálních čar prvků těžších než helium v záření jejich hvězd), vznikly v cca první miliardě let po Velkém Třesku. Naše Galaxie vznikla později. V galaktickém halo jsou samozřejmě kromě kulových hvězdokup i obyčejné hvězdy, jsou ovšem velice špatně viditelné i těmi nejlepšími dalekohledy – nejvzdálenější dvě samostatné hvězdy, které přitom nebyly supernovami, byly pozorovány sice ve vzdálenosti až desetkrát větší, než je velikost galaktického hala, jednalo se ale o superobry, tedy hvězdy o několik řádů větší, než jsou typické hvězdy jako naše Slunce. Hmotnost galaktického halo se uvažuje jako řádově srovnatelná s hmotností hvězd v galaktickém disku, průměrná hustota je tam tedy řádově menší než v disku (protože halo zabírá řádově větší objem než disk). Ačkoliv galaktické halo můžeme považovat za jakousi mnohonásobně zvětšenou analogii kulové hvězdokupy, tak pohyb hvězd v něm probíhá spíše po eliptických drahách než po chaotických. Důvodem je mnohonásobně větší vzdálenost mezi hvězdami v galaktickém halo než mezi hvězdami v hvězdokupě, zatímco v hvězdokupě se vzájemně výrazně gravitačně ovlivňují v důsledku častých blízkých průletů, tak v galaktickém halo jsou blízké průlety hvězd extrémně vzácné. Na rozdíl od hvězd v disku ale dráhy těch v galaktickém halo zaujímají všechny možné roviny a obíhají v obou možných směrech, tj. i retrográdně.

Každopádně tvar výsledné struktury, jestli bude kulová nebo disková, závisí na způsobu kondenzace toho plynu, tj. na tom, jestli se nejprve vytvoří hvězdy, anebo jestli se nejprve ten plyn třením zplacatí a pak začnou vznikat hvězdy. V prvém případě dostaneme nejčastěji kulovou hvězdokupu, ve druhém pak pohlednou spirální galaxii. V obou dvou případech ale jakmile vzniknou hvězdy a významná část plynu je spotřebována v procesu jejich vzniku, tak tření plynu nemá na jejich pohyb významný vliv. Od tohoto okamžiku už se potom disk galaxie nemá důvod dále zplošťovat, podobně, jako se ani po třinácti miliardách let nezploštily kulové hvězdokupy.

Nelze říct, že pohyb hvězd zmíněný v článku je způsobený převážně oscilací hvězd vůči galaktickému rovníku. Pohyb hvězd v galaxiích je komplikovaný i pokud bereme v potaz jenom jejich průmět do galaktického rovníku. V galaktických ramenech hvězdy vznikají více často v důsledku hustotních vln pohybujících se ve zbylém galaktickém plynu. Tyto vlny se pohybují jinou rychlostí, než hvězdy. Do toho vybuchují supernovy a rozmetávají plyn a prach do vzdálenosti i desítek až stovek světelných let. Z tohoto divoce vířícího materiálu vznikají hvězdy další generace, opět se pohybující lokálně nahodilými rychlostmi. To, co z měřítka celé galaxie vypadá jako krásný a poklidný hodinový stroj, je v měřítku několika desítek světelných let solidním chaosem. Proto tvrdit, že k blízkým průletům hvězd dochází v důsledku různé fáze a amplitudy jejich oscilací vůči rovníku by bylo silně zkreslující tvrzení. Statisticky tam ta oscilace samozřejmě je, ale její podíl na těch blízkých průletech je vzhledem ke všem ostatním dějům celkem nepodstatný.

Co se týče dalších možností, tak máte pravdu, že emigrující hvězdy unikající z naší Galaxie pryč jsou relativně vzácné. Potulné hvězdy z jiných galaxií lze prakticky vyloučit úplně, leda by šlo o hvězdy ze satelitních galaxií naší Galaxie (např. z Velkého či Malého Magelanova mračna). Důvodem je malá rychlost hvězd plus velká vzdálenost k jiným galaxiím – tak např. galaxie v Andromedě je od nás vzdálena cca dva milióny světelných let, a úniková rychlost z naší Galaxie je v oblasti, v jaké se pohybuje Slunce, cca 350 km/s. I pokud by se hvězda pohybovala rychlostí cca 600 km/s, tedy rychlostí dvou promile rychlosti světla, trvalo by jí miliardu let, než by doputovala z galaxie v Andromedě k nám. Takhle rychlých hvězd je ale málo, a pokud vezmeme v potaz do jak obřího prostoru jsou náhodnými směry vystřelovány, tak pravděpodobnost natrefit v naší Galaxii na hvězdu z cizí galaxie je prakticky nulová.

Odpovědět

A pak ze neni zadny duvod snazit se rozsirit

Jenda Krynický,2015-01-02 17:28:35

lidstvo i k jinym hvezdam.

Odpovědět

Určitě?

Libor Zak,2015-01-02 09:22:00

Určitě od naší, ne od své? :-) "nejhmotnější doposud známá trpasličí planeta sluneční soustavy Eris je v aféliu „pouhých“ 98 au od naší mateřské hvězdy"

Odpovědět


Petr Kuběna,2015-01-02 16:25:55

Obojí je pravda, takže nevidím problém.

Jinak mě napadá, že i prolétající hvězda bude mít svůj oortův oblak, kterým můžeme proletět naopak my. I když je to vesměs prázdný prostor a šance na zásah něčím větším je asi zanedbatelná. Na druhou stranu vzájemná rychlost bude násobně vyšší a o to menší objekt stačí.

Odpovědět




Pro přispívání do diskuze musíte být přihlášeni