Kolem Slunce obíhá více než dva a půl tisíce blízkozemních planetek. Několik stovek těchto objektů se k Zemi přibližuje obzvlášť blízko; mnohé z nich jsou přitom binární – tedy dvojité. V případě, že by na nás takový dvojitý objekt mířil, bylo by mnohem obtížnější srážku s ním odvrátit. Naštěstí nám nic podobného zatím nehrozí.
Blízkozemní planetku 1937 UB, zvanou Hermes, objevil v říjnu roku 1937 německý astronom Karl Reinmuth. Hermes se tehdy k Zemi přiblížil na vzdálenost pouhých 750 000 km; i to umožnilo jeho identifikaci na fotografických deskách observatoře Heidelberg-Koenigstuhl. Pak Hermes opět zmizel v kosmu. Jedenatřicetkrát oběhl kolem Slunce, než byl astronomy znovu zpozorován. Až 15. října 2003 nahlásil objev nového jasného asteroidu Brian A. Skiff, pozorovatel projektu LONEOS (Lowell Observatory Near-Earth Object Search) v Arizoně. Jeho pozorování potvrdili astronomové z kalifornské Table Mountain Observatory; na základě jejich dat pak Tim Spahr z Minor Planet Center identifikoval nový objekt s dávno ztraceným Reinmuthovým Hermem. Planetka byla podrobena dalšímu zkoumání. A přišlo překvapení. Hermes je totiž dvojitý; prostřednictvím přístrojů největšího radioteleskopu světa v portorickém Arecibu to zjistil odborník na radarové studium planetek Jean-Luc Margot. Radarový obraz ukázal, že planetku Hermes tvoří dvě přibližně stejně velká tělesa, která kolem sebe obíhají ve vzdálenosti jen několika stovek metrů.
Podobných blízkozemních „dvojčat“ bylo objeveno už 20. Astronomové však mají za to, že je to pouhý zlomek skutečného počtu a že dvojitá je až šestina všech blízkozemních objektů.
Říká se jim binární planetky.
Dvojče nebo satelit?
O binárních planetkách lze obecně říci, že se jedná o soustavu dvou těles, letících spolu po oběžné dráze a obíhajících kolem společného těžiště. V ideálním stavu jsou tato tělesa přibližně stejně velká a nebo je jedno z nich jen o málo menší; pak se těžiště soustavy nachází v prostoru mezi nimi. Pokud však je jedna složka tohoto dvojjediného objektu příliš malá, nehovoříme už o binární planetce, ale o planetce se satelitem. V tomto případě se těžiště binární soustavy nachází uvnitř většího objektu. Žádná striktní hranice mezi těmito dvěma kategoriemi není stanovena a proto v odborných kruzích dosud panuje mírný terminologický chaos. Nelze se tomu však divit. Vždyť první důkaz o tom, že i planetky (a nejen ty blízkozemní) mají své oběžnice, jsme získali teprve před 11 lety – ve chvíli, kdy na Zemi dorazily snímky planetky Ida a jejího měsíčku Dactylu. Při svém průletu v srpnu 1993 je pořídila sonda Galileo.
A jak dvojité planetky vznikají?
Rozervané planetky
U velkých planet je to jasné – k nové oběžnici mohou přijít jednoduše tak, že ji při těsném průletu zachytí svou gravitací. Planetky jsou však příliš malé a něco podobného u nich nepřichází v úvahu. A proč je tolik binárních objektů právě mezi blízkozemními planetkami? Astronomové přišli hned se dvěma teoriemi.
Podle první vznikají binární planetky během těsných průletů kolem větších planet, třeba Země, kdy dojde slapovým působením gravitace k rozštěpení původně jednoho tělesa na dvě. U blízkozemních objektů k tomu přitom může dojít poměrně snadno, protože většinou nejde o nijak zvlášť pevná tělesa. Výzkumy ukazují, že většina objektů, které se pohybují poblíž oběžné dráhy naší planety, se skládá z mnoha menších skal a balvanů, které drží pohromadě pouze gravitace. Pokud taková planetka proletí kolem Země příliš blízko, slapové síly ji roztrhnou a nebo z ní vytrhají několik menších částí, které se později pospojují v druhé těleso. I další teorie předpokládá rozpad původního jediného tělesa. To je nějakým mechanismem roztočeno tak prudce, že se neudrží pohromadě a samovolně se rozštěpí. Na vině je patrně sluneční záření – planetku roztočí asymetrické vyzařování tepla. Která z těchto teorií je správná, to zatím nevíme.
Jak jim přijít na zoubek
Skoro polovinu všech dosud známých blízkozemních „dvojčat“ objevil tým pozorovatelů planetek z Astronomického ústavu AV ČR v Ondřejově – Petr Pravec, Peter Kušnirák a Lenka Šarounová; a to pomocí fotometrických měření. Během těsných průletů planetek kolem Země měříme jejich fotometrickou variaci, vysvětluje Petr Pravec. Zajímá nás, jak se vyvíjí jejich jasnost s časem. Jasnost jednoduchých těles obvykle kolísá periodicky s tím, jak planetka rotuje. Pokud jsou ale tělesa dvě, zjistíme daleko složitější kolísání jasnosti. Každé z těles má totiž svou vlastní rotační periodu a obě se navíc navzájem zakrývají. V okamžiku, kdy jedno těleso přechází před druhým, dojde k výraznému poklesu celkové jasnosti systému. Podle hloubky poklesu pak můžeme odvodit i jejich vzájemnou vzdálenost, poměr velikostí a některé další parametry, dodává Petr Pravec. Fotometrická metoda vyhledávání binárních planetek je v poslední době nejrozšířenější. Jak ale víme z případu Hermes, k jejich odhalování lze použít i radaru. Poslední možností je přímé optické pozorování pozemskými dalekohledy, vybavenými adaptivní optikou a nebo Hubbleovým vesmírným dalekohledem.
Rozvětvená rodinka
Blízkozemních planetek dnes známe více než 2600. Z nich asi tisícovka má průměr větší než kilometr, zbytek jsou malá tělesa. Žádné z nich nás naštěstí nijak neohrožuje – naprostá většina se jich nachází na trajektoriích, které se vůbec nemohou křížit s dráhou Země. I u těch těles, která dráhu Země kříží, je však pravděpodobnost srážky zanedbatelná. Až dosud nebyl objeven žádný objekt, který by nás ohrožoval. Pokud by byl podobný objev někdy v budoucnu učiněn, pak máme šanci zhruba 1:6, že půjde o binární objekt; odvrátit podobné zdvojené nebezpečí by bylo o dost komplikovanější, než poradit si s jednoduchým objektem. O tom, že pády dvojitých těles nejsou v historii naší sluneční soustavy výjimkou svědčí i řada dvojitých kráterů, které astronomové nacházejí snad na všech tělesech naší sluneční soustavy; Zemi z toho nevyjímaje. I proto pozorovatelé nepolevují v ostražitosti a blízkozemních objektů stále přibývá – i těch binárních. A proč se planetky vyskytují jen v podobě jednoduché, či dvojité? Nemohou existovat třeba i trojité planetky? Teorie naznačují, že něco podobného je málo pravděpodobné. Zdá se totiž, že pokud se vyskytnou tři vzájemně se obíhající tělesa, dvě z nich se dříve či později srazí a splynou v jeden objekt. Opravdu stabilní je zřejmě pouze konfigurace dvou těles.
Co jsou planetky
Jako planetky (též asteroidy) označujeme malá tělesa sluneční soustavy, která neprojevují kometární aktivitu a obíhají po dráhách, podobných planetárním. První (a zároveň největší) planetka Ceres byla objevena v roce 1801; její průměr je 913 km. Dnes jsou nejčastěji objevována tělesa o průměru kolem 500 m. K 1. lednu 2004 byla spočtena dráha 232 470 planetek.
Pokud se některá z planetek přiblíží k Zemi na vzdálenost menší než je několik násobků vzdálenosti Měsíce (asi 384 000 km), hovoříme o jejím těsném průletu. U větších těles dochází k takovému průletu i několikrát do měsíce, menší tělesa prolétají častěji. Mnohá z nich jsou však tak malá, že je přitom vůbec nezpozorujeme. Pokud nedojde k bezprostřednímu střetu planetky se zemskou atmosférou, nejsou ani ty nejtěsnější průlety pro Zemi nebezpečné.
Základní rozdělení planetek
Blízkozemní planetky
Dělí se především na tři hlavní skupiny, nazvané podle nejznámějších planetek.
Planetky typu Aten jsou tělesa, jejichž dráha leží z větší části uvnitř dráhy Země. Slunce oběhnou za méně než 1 rok a křižují přitom dráhu naší planety (205 objektů – mj. Cruithne, Aten, Sekhmet). Planetky typu Apollo sice také dráhu Země kříží, většinou se však pohybují za ní (1268 objektů, mj. Itokawa, Toutatis). Planetky typu Amor se k dráze Země zvnějšku přibližují, ale nedosahují ji; kříží dráhu Marsu (1193 objektů, např. Eros, Ganymed, Don Quixote, Dionysus). Z řad blízkozemních planetek se rekrutuje skupina potenciálně nebezpečných asteroidů. Patří k nim tělesa, která mají v průměru více než 150 m a jejichž dráhy se přibližují k Zemi na vzdálenost menší než asi 7,5 milionu km. V současnosti jich je známo 540.
Planetky hlavního pásu
Nejpočetnější skupina malých těles, která obíhají kolem Slunce mezi dráhami Marsu a Jupitera. V současnosti jich je registrováno asi 200 000. Celkem 16 planetek má průměr větší než 240 km. I planetky hlavního pásu se dělí na řadu skupin, vzniklých gravitačním působením Jupitera (např. planetky skupiny Hilda a Trojané), případně srážkami mezi tělesy. Kolizního původu jsou rodiny Flora a Nýsa, zóny Koronis, Eos, Themis a další. Nejzajímavější skupinou jsou právě Trojané, kteří se nacházejí v blízkosti libračních center L4 a L5 (tzv. Lagrangeových bodů) soustavy Slunce – Jupiter, kde dochází k vyrovnání gravitačního působení obou těchto těles.
Kentauři a objekty rozptýleného disku
Tělesa, obíhající mezi Jupiterem a Neptunem. Tzv. Kentauři jsou objekty s nestabilními dráhami, ovlivňovanými gravitací velkých planet. Předpokládá se, že jde o „spící“ kometární jádra, která vinou velké vzdálenosti od Slunce nemohou vytvářet komu a ohon – jsou to tedy jen „poloviční planetky“. Objekty rozptýleného disku jsou tělesa s vysoce excentrickými dráhami – nejspíš jde o gravitačními poruchami vyvržená transneptunická tělesa. Dohromady s Kentaury jich je dnes známo 147.
Transneptunická tělesa
Obíhají za dráhou Neptuna v tzv. Kuiperově pásu a dělí se na Plutina a objekty hlavního Kuiperova pásu, kterým se někdy říká Cubewana. V současnosti známe dráhy 764 podobných těles; předpokládá se však, že jich mohou být až desítky (a možná stovky) milionů.
Další binární planetky
Binární objekty se pochopitelně nenacházejí jen mezi blízkozemními tělesy. V hlavním pásu planetek jsou to například planetky Ida, Eugenia, Pulcova, Antiope, Sylvia, Camilla, Kalliope, Patroclus nebo Balam. Známé jsou i dvojplanetky z Kuiperova pásu za dráhou Neptuna; ty ovšem nemají jména a nesou jen kódové označení. Výjimkou je Pluto – desátá planeta naší sluneční soustavy. I ta je binárním objektem, protože ji doprovází satelit Charon. Pluto patří do skupiny transneptunických těles, nazývaných Plutina a stále přibývá astronomů, kteří se Pluto zdráhají považovat za planetu.
