Umělecká představa hypotetické planety obíhající daleko od Slunce. Kredit: Caltech/R. Hurt (IPAC)

Od roku 2006, kdy se v Praze účastníci 26. valného shromáždění Mezinárodní astronomické unie rozhodli sesadit Pluto z piedestalu planet a přiřadit ho k trpasličím planetkám, učíme děti, že Sluneční soustava má 8 planet. Tou nejvzdálenější známou je Neptun – třetí nejhmotnější planeta, jeden ze čtyř plynných obrů. Naši hvězdu obíhá po téměř kruhové dráze ve vzdálenosti kolem 30 astronomických jednotek, tedy 30krát dál než Země. Což je přibližně 4 a půl miliardy kilometrů. Cesta k Neptunu trvá světelnému paprsku 4 hodiny a 17 minut, sondě Voyager 2 však zabrala plných 12 let. Kolik let by k Neptunu letěla kosmická loď s lidskou posádkou, která by měla nepoměrně větší startovní hmotnost? Provokativní otázka k úvahám o případném osídlovaní planet ve vzdálenějším vesmíru, u cizích hvězd.

Vzdálenosti ve Sluneční soustavě. Logaritmické měřítko je v astronomických jednotkách AU, přičemž 1AU ≈ 150 milionů km. Neptun je vzdálen asi 30 AU. Velká část Sluneční soustavy se ve skutečnosti nachází za hranicí heliosféry, v mezihvězdném prostoru. Vnější obálku oblasti s převládající gravitací Slunce tvoří sférická hranice Oortova oblaku ve vzdálenosti ca 100 000 AU. Kredit: NASA/JPL-Caltech

Sluneční soustava však i za dráhou Neptunu pokračuje dál oblastí, kde po rozmanitých, nejednou velice zvláštních drahách obíhají Slunce transneptunické objekty (TNOs – trans-Neptunian objects) – od těch největších, jako jsou trpasličí planety (9), přes asteroidy (zatím známých přes 1,3 milionu), komety (objevených téměř 4 tisíce), bezpočet dalších různě malých ledových či kamenných planetesimál až po prachové částice. Za dráhou Neptunu zasahuje do vzdálenosti kolem 50-55 astronomických jednotek Kuiperův pás. Objekty v jeho vnitřní oblasti, ve vzdálenosti mezi 30,1 a 41 AU, ovlivňuje gravitační působení Neptunu natolik, že oběžné doby většiny z nich se postupně dostaly do různých rezonančních poměrů se střední drahou planetárního obra. Pro vzdálenější oblast Kuiperova pásu jsou typická tělesa skupiny „kubewana“, jež putují povětšinou po téměř kruhových drahách s excentricitou pod 0,15, velkými poloosami o 41,8 až 48 astronomických jednotek a malým odklonem od roviny ekliptiky. Na jejich pohyb již vnější obří planety mají jen zanedbatelný vliv, proto se někdy označují jako oddělená tělesa, nebo tělesa odděleného disku. Existuje však také skupina ledových planetek, jež v protikladu s tělesy kubewana obíhají Slunce po velice výstředních elipsách s vyšším sklonem k rovině ekliptiky, někdy až 40° i více. Příkladem je známá planetka Sedna, která se v perihéliu přiblíží k Slunci na vzdálenost asi 76 AU, aby necelých 5 400  let poté prolétla aféliem vzdáleným 900 AU (necelých 134 miliard 700 milionů kilometrů). Sedně podobná tělesa jsou nejen oddělenými, ale nazývají se také rozptýlenými transneptunickými objekty.

Za dráhou Neptunu, ve vzdálenosti mezi asi 30,1 až 50 AU se rozprostírá hlavní část prstence Kuiperova pásu. Jeho vnější okraj se překrývá se vzdálenější, až tisíc AU rozlehlou oblastí tzv. rozptýleného disku. Převážně ledová tělesa Kuiperova pásu jsou povětšinou pozůstatky po vzniku Sluneční soustavy, které se nespojily ve větší planetární objekt. Nebo se někde tam v rozptýleném disku nějaká devátá planeta ukrývá? Kredit: NASA

Jen pro úplnost dodejme, že gravitační působení Slunce, a tedy oblast, v níž se pohybují tělesa k němu poutaná, sahá podstatně dál. Nejzazší vnější hranici celé naší soustavy by daleko za heliosférou měl tvořit sice pravděpodobný, nicméně těžko zkoumatelný Oortův oblak z miliard a možná i bilionů ledových planetesimál. Co se jeho tvaru týče, má se za to, že ze spíše diskovitého tvaru v jeho vnitřní oblasti se postupně rozšiřuje do vnější sférické obálky. Kam až tato koule sahá? Zatímco stránka NASA (zde) uvádí horní limit ve vzdálenosti 100 000 AU, Wikipedia ho s odvoláním na starší zdroje posouvá o dalších 100 000 AU dál, tedy do vzdálenosti 200 tisíc AU, což je štreka, která světlu trvá přes tři roky. Možná lepší představu o gigantickém prostoru Oortova oblaku nabízí pouť vesmírné sondy Voyager 1. V závěru roku 2010 téměř všechna média přinesla zprávu (např. zde), že tento náš kosmický posel 33 let po startu opustil Sluneční soustavu. Ne každý si tehdy uvědomil, že tím je myšlena hranice magnetického působení Slunce – heliosféry, oblasti, kde sluneční vítr dominuje nad proudy částic z vnějšího galaktického prostoru. Než ale Voyager 1 při současné rychlosti 61 200 km/h doletí až k vnějším hranicím Oortova oblaku, uplyne téměř 30 tisíc let (zde) a v případě správnosti údajů z Wikipedie dvakrát tolik.

Vraťme se ale podstatně blíž, k transneptunickým objektům Kuiperova pásu – k odděleným a rozptýleným tělesům. Snaha o vysvětlení zvláštností jejich drah a záhada vzniku seskupení s podobnými orbitálními parametry podnítily úvahy o gravitačním působení zatím neznámé, původně desáté, nyní však deváté planety. Těch studií, jež její existenci dokládají, bylo více, z těch novějších jsou jistě zajímavé práce dvou astrofyziků z Oddělení geologických a planetárních věd proslulého Kalifornského technologického ústavu (Caltech), Michaela Browna a Konstantina Batygina. V roce 2016 publikovali v The Astronomical Journal článek (zde), v němž na základě matematických modelů opírajících se o charakteristiky drah vzdálenějších transneptunických těles došli k závěru, že vysvětlení nabízí gravitační působení planety minimálně desetkrát hmotnější než Země, obíhající ve střední vzdálenosti asi 700 AU (105 miliard km) od Slunce po eliptické orbitě s výstředností 0,6 (pro představu - stejnou excentricitu má například elipsa s velkou poloosou = 10 cm a malou = 8 cm, excentricita zemské orbity je jen 0,0167, tedy jde o téměř kruh). A ještě jeden důležitý fakt. Vysvětlení existence skupiny vzdálených rozptýlených těles s excentrickými dráhami, protaženými od Slunce do stejného směru vyžaduje, aby teoretická planeta měla svou eliptickou dráhu protaženou do strany opačné, tedy její perihelium bylo vůči seskupení perihelií rozptýlených těles posunuto o 180° (pro názorné vysvětlení – viz video pod článkem po 30. minutě).

Velice zjednodušená celková struktura Sluneční soustavy se sférickou obálkou Oortova oblaku, jenž je také pozůstatkem původní protoplanetární mlhoviny a protoplanetárního disku, který se zformoval kolem mladého Slunce před asi 4,6 miliardou let. Vnitřní oblasti Oortova oblaku jsou zdrojem dlouhoperiodických komet. Kredit: Southwest Research Institute

Mezi následnými články caltechské dvojice Brown – Batygin nacházíme také nedávnou práci z února loňského roku, kterou opět zveřejnil The Astronomical Journal (zde). Autoři na základě nových analýz upravili původní parametry předpokládané deváté planety na nižší hodnoty: hmotnost přibližně 6,3násobek hmotnosti Země, eliptická dráha s délkou hlavní poloosi 460 AU, s periheliem ve vzdálenosti 340 AU a aféliem 560 AU od Slunce (jde o střední hodnoty s velkým přípustným rozptylem). Velice zjednodušeně shrnuto, vzhledem k výsledkům z roku 2016, pozdější simulace hypotetickou devátou planetu sice přiblížila, ale zároveň ji ubrala na hmotnosti.

Excentrická dráha planetky Sedna a porovnání vzdáleností ve Sluneční soustavě: a/ oběžné dráhy vnitřních planet, Jupiteru a pás asteroidů; b/ výrazně excentrická dráha Sedny (e = 0,84) s aféliem ve vzdálenosti přes 900 AU v tzv. rozptýleném disku; c/ dráha Sedny v měřítku Oortova oblaku; d/ orbita Sedny vzhledem k drahám planet a Pluta. Červený bod – poloha planetky v roce 2004 poblíž perihelia ve vzdálenosti 76 AU od Slunce. Kredit: Splitzer Space Telescope; NASA / JPL-Caltech / R. Hurt; volné dílo

A stejným směrem tyto parametry posunuli dva japonští astronomové, Patryk Sofia Lykawka z Univerzity Kindai a Takashi Ito z Japonské národní astronomické observatoře. Na výkonném počítači simulovali vliv předpokládané planety na oběžné dráhy těles ve vzdálenosti nad 50 AU a výsledky zveřejnili také v časopisu The Astronomical Journal (zde).

Nejdůležitější závěry studie uvádějí již v úvodním abstraktu, z něhož vyplývá, že planeta s hmotností jen 1,5 až 3násobku hmotnosti Země, která se pohybuje po vzdálené oběžné dráze se sklonem k rovině ekliptiky asi 30° ve střední vzdálenosti mezi 250 až 500 AU (38 až 75 miliard km) od Slunce a s přísluním (periheliem) vzdáleným asi 200 AU (30 miliard km) může vysvětlit tři základní vlastnosti vnější oblasti Kuiperova pásu:

1/ výraznou populaci transneptunických objektů s dráhami neovlivněnými gravitačním vlivem Neptunu (tj. oddělená tělesa s periheliem ve vzdálenosti nad 40 AU),

2/ významnou populaci objektů na orbitech s velkým, minimálně 45stupňovým sklonem k ekliptice,

3/ existenci některých objektů, jakým je kupříkladu Sedna, se zvláštními excentrickými dráhami.

Případná existence takovéto planety je podle autorů zcela slučitelná s pohyby bližších transneptunických těles, jejichž orbity jsou v rezonančních poměrech se střední dráhou Neptunu. Lykawka a Ito sice přiznávají, že jejich model se v jistém ohledu rozchází s některými výsledky již ukončeného pětiletého Průzkumu původu těles vnější oblasti Sluneční soustavy (Outer Solar System Origins Survey – OSSOS, 2013-2017), nicméně není s nimi v zásadním konfliktu. Předpokládají, že i tuto chybu krásy je možné odstranit například zahrnutím dávných změn drah vnějších obřích planet do simulací, případně testováním dalších počátečních podmínek.

V porovnání s modely z Caltechu, ty z Japonska sice předpokládají planetu na bližší oběžné dráze, ale zároveň relativně malou, i kdyby šlo o ledové těleso. Její zatím spornou existenci není jednoduché prokázat pozorováním. Podle výpočtů bude nejblíže ve vzdálenosti asi 200 AU, kdy by měla procházet periheliem. I to je však 7krát dále, než se nachází mnohem větší Neptun, jenž je 17násobně hmotnější Země. Navíc stěží lze zjistit, kdy a kde přesněji by k takovému přiblížení mělo dojít.

Video: Mýtus devátá planeta: Pátrání po přízraku v naší sluneční soustavě

(Německá verze: Planet neun - Ein mysteriöses Objekt am Rand unseres Sonnensystems)

Video kromě jiného přibližuje fyzikální motivaci dvojice Brown – Batygin z Caltechu k hledání deváté planety (po 30. minutě), zmiňované parametry jsou z jejich studie z roku 2022.

Zdroje: The Astronomical Journal 1, 2, 3; NASA 1, 2