Komety a stáří sluneční soustavy
Danny
Faulkner
(Comets and the age of the solar system)
http://www.answersingenesis.org/tj/v11/i3/comets.asp, přeložil M. T. – 3/2008
Poprvé publikováno v prosinci 1997, TJ11(3):264-273
Předmětem následujícího pojednání je existence komet, což je argument pro nedávné stvoření. Většina kreacionistických prací na toto téma je zastaralá. Abychom napravili tuto situaci, podáváme přehled obrovského množství práce o původu a evoluci komet od evolučních astronomů za poslední dvě dekády. Zatímco se kdysi myslelo, že Oortův oblak by mohl vysvětlit všechny komety, počítačové simulace jasně ukázaly, že krátkoperiodické komety nemohou vznikat v tomto oblaku, a tak byla oživena myšlenka Kuiperova pásu k vysvětlení původu krátkoperiodických komet. Je zde také diskutován údajný objev Kuiperova pásu , zatímco je zpochybněn status Oortova oblaku jako teorie. Ze závěru vyplývá, že existence komet je stále platným argumentem pro nedávné stvoření sluneční soustavy.
(Poznámka pro českého čtenáře: anglické termíny „recent creation/recent creationists“, se překládají do češtiny výrazy „nedávné stvoření/kreacionisté obhajující nedávné stvoření“ případně „kreacionisté mladé Země“. Myslí se tím vědce, kteří nepřijímají evoluční miliardy a miliony let pro stáří vesmíru, naší planetární soustavy, zemských sedimentů a další dlouhodobé chronologické údaje evolučních vědců. Kreacionisté obhajující nedávné stvoření poukazují na řadu faktů, které ukazují na maximální věk vesmíru v řádech jen tisíců let, zhruba v rámci biblické chronologie 6000 let).
Existence komet je dlouho používána jako argument pro nedávné stvoření (patrně nejlepší prací v tomto oboru je práce Slusherova) (1). Celá věc se má obvykle takto. Standardní model komety je takový, v němž všechen pozorovaný materiál se uvolňuje z ledového jádra o průměru pouhých několika kilometrů. Tento model silně napovídá, že komety jsou velmi křehké, a ztrácejí mnoho svého materiálu během každého těsného obletu Slunce. Většina komet obíhá po drahách, které je přivádějí daleko od Slunce. Pokud ji její dráha přivede příliš daleko od Slunce, pak by kometa mohla snadno být zachycena gravitační silou jiných hvězd, a tak by byla ztracena pro Sluneční soustavu. Tak se dá vypočítat maximální vzdálenost od Slunce, po níž kometa může obíhat.
Můžeme-li odhadnout tuto maximální vzdálenost, můžeme pak použít třetí Keplerův zákon pohybu planet k vypočítání největší možné periody oběhu, kterou může kometa mít (asi 11 miliónů let). Když to zkombinujeme s odhadem, kolik oběhů kolem Slunce může kometa přežít, můžeme odhadnout maximální stáří komet. Toto číslo je mnohem nižší než všeobecně přijímané stáří Sluneční soustavy 4,6 miliardy let. Poněvadž nebyl identifikován žádný zdroj, ve kterém by komety nově vznikaly, předpokládáme, že komety jsou původní. Je-li tomu tak, pak věk Sluneční soustavy musí být nižší než je odhadovaná horní hranice stáří komet.
Tenhle problém uznávají astronomické
kruhy už dlouho. Bylo navrhováno několik řešení tohoto
problému, z nichž nejpopulárnějším a nejúspěšnějším
je řešení zesnulého holandského astronoma Jana Oorta (2). Oort
navrhl velký kulovitý oblak kometárních jader, který se
vytvořil v rané historii Sluneční soustavy. Astronomové si
představují, že Oortův oblak je daleko od Slunce, a tak
jádra jsou příliš daleko na to, aby mohla být pozorována.
Odhadovaný poloměr oblaku se časem mění, dokonce se různí
od autora k autorovi. Vnitřní oblak, kde sídlí většina
jader, má prý poloměr 10 000 až 20 000 AU. AU (astronomická
jednotka) je střední vzdálenost Země od Slunce, a je to
přibližně 1.5 x
Perturbace = výraz pro poruchu dráhy nebeského tělesa. (poz. překl.)
Základní kalkulace a premisy v rámci koncepce nedávného stvoření byly učiněny asi před 25 lety. V následujících letech nebyla uveřejněna žádná nová práce či upřesnění na základě nových poznatků, ačkoli základní teze byla opakována mnohokrát. Během téže doby zpřesnili astronomové hypotézu Oortova oblaku, a zastánci nedávného stvoření to nezaznamenali. Zpřesnění zahrnuje úvahu o periodických dopadech těles, které způsobily masová vymírání v minulosti; v literatuře je tato hypotéza známá jako Alvarezova (3). Dále jako zdroj mnoha komet byla přijata příbuzná myšlenka, zvaná Kuiperův pás, ačkoli na ni téměř žádní kreacionističtí autoři nereagovali. Proto nedávný údajný objev Kuiperova pásu (4) zastihl mnoho kreacionistů nepřipravených. To, co prezentujeme zde, je nové zhodnocení celého problému, které se bude znovu zabývat otázkou, co nám komety říkají o stáří Sluneční soustavy. Též se blíže podíváme na údajné potvrzení Kuiperova pásu.
Slovo „kometa“ pochází z řečtiny komhth
komété (vlasatice), z čehož pochází též anglické slovo
„comb“ (česat se). Volně přeloženo, kometa se jeví jako
vlasatá hvězda. Po čtyři tisíciletí byly komety spojovány
s katastrofami. Dva příklady jsou objevení se Halleyovy
komety během bitvy u Hastings roku
Teprve po přijetí newtonovské mechaniky
před třemi staletími byl Edmund Halley schopen ukázat, že
komety se přece jen řídí předvídatelnými drahami kolem
Slunce. Halley vypočítal dráhy pro asi dva tucty komet, které
on či jiní pozorovali. Zvláštnímu zájmu se těší kometa,
kterou Halley pozoroval roku 1682. Když si všiml, že dráha
téhle komety úzce kopíruje dráhy podobných komet viděných
roku
Obrázek 1:
Struktura komety.
Jádro má průměr několik málo
kilometrů, zatímco koma je široká asi 10 000 až
Bylo navrženo několik modelů toho, co
komety jsou, ale standardním modelem po několik desetiletí je
model ledového konglomerátu, čili teorie „špinavé ledové
hory“ od Freda Whipplea (5). Termín „špinavá ledová
hora“ se vztahuje na jádro, z něhož je odstraňován
materiál a sluneční záření způsobuje, že září, což
činí kometu viditelnou. O jádru komety se má za to, že je
ledovou masou o průměru několika kilometrů s příměsí
malých částic prachu (obrázek 1). Led se skládá
z různých zmrzlých materiálů, hlavně vody, kysličníku
uhličitého, metanu a čpavku. S průměrem asi
Podobnou věc můžeme pozorovat v zimě v chladnějších oblastech, kde je sníh odhrnut do velkých hromad z parkovišť. Jak sníh taje či sublimuje, zůstavuje špínu, která tvoří na povrchu tmavou kůru. Tento tmavý povlak dovoluje účinnější absorpci slunečních paprsků, takže sublimace ledů probíhá rychleji. Před svým prvním průletem blízko Slunce a během něho se předpokládá, že kometární jádro je světlejší, ale vytvoření temné kůry by mělo učinit jádro tmavším na obězích dalších.
Jak je vypouštěn plyn ze sublimujícího jádra, rychle se rozrůstá do obalu o průměru až desítek tisíc kilometrů zvaného koma (viz opět obrázek 1). Sluneční záření tento plyn ionizuje, a rekombinace atomů, spolu s odrazem slunečního světla od uvolněných částic prachu, činí komu viditelnou. Koma je nejjasnější částí komety a propůjčuje kometě její vlasaticový vzhled, ale je velmi řídká, jak je vidět z faktu, že hvězdy za ní nejsou znatelně zacloněny. Podpovrchová sublimace vyúsťuje v exploze plynu ve formě výtrysků, které mohou způsobit značné změny v jasnosti komy. Sluneční vítr tlačí ionizovaný plyn pryč od Slunce, vytvářeje téměř rovný iontový, čili plynový, ohon (obrázek 1). Sluneční záření tlačí pak masivnější částice prachu ven, čímž vytváří elegantněji zakřivený prachový ohon. Oba ohony ukazují směrem od Slunce, ať už se kometa přibližuje či opouští Slunce.
Rekombinace = zpětné složení iontů v neutrální molekuly (poz. překl.)
Jak jsme se již zmínili, jasnost komety je určena jasností její komy. Jasnost komy zásadně závisí na velikosti a složení jádra a na tom, jak blízko je u Slunce. Dalším faktorem ovlivňujícím fakt, jak jasná se nám kometa jeví, je její vzdálenost od Země. Obecně je kometa nejjasnější blízko perihelia, bodu nejbližšího přiblížení ke Slunci. Proto byla Halleyova kometa zklamáním pro laickou veřejnost roku 1986. Když byla Halleyova kometa blízko perihelia, byla na opačné straně Slunce, a tedy nebyla viditelná. Vzhledem ke svému pohybu vztaženému k Zemi se kometa vynořovala pozvolna zpoza Slunce. I pak však byla daleko od Země, a vzhledem k její poloze hodně pod oběžnou dráhou Země byla nejlépe vidět z jižní polokoule. V době, kdy byla viditelná z polokoule severní, pohasla ještě více. Za zhruba 2300 let pozorování téhle komety byly okolnosti nejnovějšího výskytu absolutně nejhorší možné.
Vzhledem k velikosti jádra Halleyovy komety a k pozorovanému úbytku hmoty během jejího posledního výskytu, je zřejmé, že tahle kometa nemůže přečkat mnoho cest kolem Slunce. Z historických dat je obtížné určit, zda Halleyova kometa pohasla během uplynulých 2300 let, ale předpokládá se, že byla trochu jasnější během minulých návštěv. Ani tohle chování není ojedinělé. Jiné pozorované krátkoperiodické komety s přibývajícím časem také pohasly. Některé z nich, které kdysi produkovaly pozoruhodné komy, nyní vykazují velmi málo aktivity. A opravdu, barvy a dráhy některých asteroidů naznačují, že by mohlo jít o vyhořelé zbytky mrtvých komet. Halleyova kometa vykázala jedno z nejpomalejších omezení jasnosti, patrně proto, že má nezvykle velké jádro a je patrně velmi mladá, i podle standardů nedávného stvoření.
Na druhé straně může kometa zklamat
také během svého prvního či prvních dvou obletů kolem
Slunce. Vzpomeňte si, že jádro komety je pokládáno nejprve
za světlé, ale získává tmavší barvu tak, jak se na jeho
povrchu shromažďuje prach. Protože tmavěji zbarvené objekty
jsou lepšími pohlcovači záření než objekty světlé,
tmavší jádro by mělo být zahříváno více, což způsobí
větší sublimaci a tvoření komy. To znamená, že nové
komety nemusejí dosáhnout plné potenciální jasnosti během
svého prvního obletu, ale mohou dosáhnout maximální jasnosti
na svém druhém či třetím obletu kolem Slunce. Kometa Hyakutake,
která byla viditelná roku 1996, měla malé jádro, ale
vzhledem ke své velikosti byla jasná. To způsobilo, že
někteří se domnívali, že jde o mladou kometu při svém
druhém či třetím obletu kolem Slunce. Kometa Kohoutek, která
byla viditelná v letech
Některé komety mají zřejmě velmi omezenou životnost, ale platí to o kometách obecně? Halleyova kometa stejně jako jiné komety obíhají po své současné dráze možná jen několik tisíc let. Zatímco planety obíhají po téměř kruhových drahách, dráhy komet jsou velmi eliptické. To způsobuje, že kříží dráhy většiny planet a kometa eventuálně proletí blízko jedné či několika planet. Takový oblet může způsobit gravitační interakci (zvanou perturbace), která změní dráhu komety. To platí zvláště pro Jupitera, který má hmotnost větší než všechny ostatní planety dohromady. Perturbace mohou způsobit velké změny v dráze komety. Dobrým příkladem byla kometa Shoemaker-Levi, jež se srazila s Jupiterem v létě 1994. Srážku způsobilo blízké přiblížení k Jupiteru, které kometa prodělala asi o dva roky dříve a které umístilo kometu na radikálně odlišnou a zkázonosnou dráhu.
Předpokládá se, že periodické komety jako je kometa Halleyova, létaly kdysi po mnohem delší, více eliptické dráze. Náhodná setkání s Jupiterem a menší měrou jinými planetami, změnily její dráhu na dráhu současnou. Je-li tomu tak, létá Halleyova kometa po své současné dráze pouhých asi 3000 let. Menší dráha v důsledku interakcí dává kometě téměř stejnou šanci, že skončí úplným vyvržením ze Sluneční soustavy, a malou pravděpodobnost, že se úplně rozbije nárazem, jak k tomu došlo u komety Shoemaker-Levi. Zdá se, že všechny krátkoperiodické komety obíhají po chaotických drahách, to znamená, že mají dráhy, které jsou neobyčejně nestálé a podléhají relativně rychlým a velkým změnám.
Je zřejmé, že periodické komety musí
být nahrazovány, jinak by za několik tisíc let vymizely.
Každý rok objevují vědci mnoho nových komet (v poslední
době to jsou asi dva tucty ročně). Většina těchto komet je
relativně slabá, ale občas se najde i kometa jasnější. Dvě
nedávné jasné komety byly Hyakutake roku
Jako všechna obíhající tělesa mají i komety eliptické dráhy. Vzpomeňte si, že elipsa je kuželosečka mající dvě ohniska a mající tu vlastnost, že součet vzdáleností z oněch dvou ohnisek k jakémukoli bodu na elipse je konstantní. Nejdelší průměr elipsy se nazývá hlavní osa, zatímco nejmenší průměr se nazývá osa vedlejší. Velikost elipsy je definována délkou hlavní osy. Elipsy mají různý tvar od kruhu k velmi zploštěným elipsám, kde vedlejší osa je mnohem menší než osa hlavní. Míru zploštění elipsy nazýváme excentricitou, a je definována jako poměr vzdálenosti mezi ohnisky k hlavní ose. Kruh má excentricitu nula, ale excentricita elipsy může mít jakoukoli hodnotu směrem k jedné, ale vždy menší než 1. Kuželosečky, které mají excentricitu jedna a větší než jedna jsou parabola respektive hyperbola. Objekty mohou obíhat po parabolických či hyperbolických drahách, ale jelikož nejsou tyhle dva útvary uzavřené, jakékoli objekty mající takové dráhy proletí kolem Slunce jednou a nikdy se nevrátí, a tedy by nebyly stálými členy Sluneční soustavy.
Planetární dráhy jsou téměř kruhové, zatímco dráhy komet tíhnou k tomu být velmi eliptické. U nově objevených komet často pozorujeme excentricitu rovnou jedné, což by prakticky znamenalo, že jsou pouhými návštěvníky Sluneční soustavy. Avšak excentricity mohou být měřeny jen asi na čtyři platné číslice, takže je docela možné, že tyto excentricity jsou vlastně trochu menší než jedna, a rozdíly od jedné jsou zamaskovány chybami v pozorováních. To znamená, že všechny komety jsou členy Sluneční soustavy, ale ony nejdelší, nejprotáhlejší dráhy při pozorováních neodlišíme od parabol. Komety obíhající po těchto drahách by měly periody mnoha tisíc, ne-li miliónů, let.
Byly propočítány dráhy více než 600 komet, a je možno z nich odvodit několik důležitých poznatků o povaze a původu komet. Za prvé, nikdy nebyla pozorována kometa, která by měla hyperbolickou dráhu při svém přibližování se Slunci, ačkoli byly pozorovány některé, které opouštěly Slunce po takové dráze. To nade vší pochybnost svědčí o tom, že všechny komety jsou stálou součástí Sluneční soustavy. Pokud by komety měly původ v mezihvězdném prostoru, očekávali bychom, že mnoho se jich bude blížit ke Slunci po hyperbolických drahách. Ty, které opouštějí Slunce po hyperbolických drahách, tak činí po interakci s jednou či několika planetami, a to představuje jeden z mechanizmů, kterým se nám komety ztrácejí.
Druhým poznatkem je to, že existuje základní dělení komet: na krátkoperiodické, s periodami menšími než 200 let, a dlouhoperiodické, s periodami delšími než 200 let. Existuje asi 100 krátkoperiodických komet a více než 500 známých komet dlouhoperiodických. Toto rozdělení není dáno pouze časem, ale také typické dráhy oněch dvou skupin jsou zcela odlišné. Většina krátkoperiodických komet obíhá v prográdním směru (dopředu), to znamená, že obíhají ve stejném směru, kterým obíhají všechny planety kolem Slunce. Asi polovina dlouhoperiodických komet obíhá prográdně, zatímco asi polovina má retrográdní orbity. Většina krátkoperiodických komet má také nízké inklinace (sklony drah), což znamená, že roviny jejich drah jsou nakloněny velmi málo s ohledem na dráhy planet. Dlouhoperiodické komety mohou mít téměř jakoukoli inklinaci. Jednou z důležitých výjimek je kometa Halleyova; i když má periodu kratší než 200 let, její dráha je velmi skloněná a je retrográdní. To by mohlo znamenat, že Halleyova kometa byla původně dlouhoperiodickou kometou, která nedávno prodělala silnou perturbaci se změnou na dráhu s mnohem kratší periodou. Musíme zdůraznit, že zatímco dráhy oněch dvou skupin komet jsou zcela rozdílné, fyzikální vlastnosti oněch dvou skupin, jako třeba složení, jsou stejné. To svědčí o tom, že všechny komety mají společný zdroj.
Jaká je maximální oběžná doba, kterou kometa může mít? Gravitační síly blízkých hvězd stanoví horní hranici velikosti, kterou může oběh (dráha) mít. Pokud je afélium (bod maximální vzdálenosti od Slunce) významným zlomkem vzdálenosti k nejbližším hvězdám, kometa má velkou pravděpodobnost, že bude vymaněna z dosahu Slunce. Vezměme např. slušnou vzdálenost afélia v hodnotě 100 000 AU, což je více než třetina vzdálenosti k nejbližší hvězdě. Hlavní poloosa by byla 50 000 AU. Hlavní poloosa a oběžná doba jsou ve vztahu vyjádřeném třetím Keplerovým zákonem nebeské mechaniky: a3 = p2, kde a je hlavní poloosa v AU, a p je oběžná doba v letech.
Hlavní poloosa 50 000 AU dává oběžnou dobu 1.12 x 107 let. Pokud by kometa po této dráze obíhala 4.6 miliard let, absolvovala by více než 400 obletů kolem Slunce. Po tolika průletech periheliem je pochybné, zda by zbyl v jádře komety nějaký materiál. Všimněme si, že hodnota 50 000 AU byla velmi liberálním horním limitem, a většina komet by tedy měla mnohem více oběhů. Realističtější odhad horního limitu by byl 25 000 AU pro hlavní poloosu při konstantních obězích, což dává oběžnou dobu 3.95 x 106 let, s výsledkem téměř 1200 návratů za 4.6 miliard let.
Zatímco většina kreacionistických spisů se soustředila na vypařování materiálů z jader jako mechanizmus ztráty hmoty komet, jsou známy nejméně dva další mechanizmy ztrácení komet. Jedním z nich je vyvržení ze Sluneční soustavy blízkými planetárními interakcemi, a druhým je srážka s planetami. Zatímco přímé srážky jsou považovány za relativně vzácný osud komet, některé nedávné studie ukázaly, že vyvržení by mohlo hrát důležitější roli než rozpad. Zdá se, že jsou-li komety ve Sluneční soustavě původní, neměly by tu už žádné být.
Takže jaké zdroje komet evolucionisté nabízejí? Během doby bylo navrhováno několik zdrojů, a ty byly z větší části zavrženy. Například téměř před dvěma staletími navrhoval Laplace, že by komety mohly být mezihvězdného původu, a že občas proletí blízko vnitřku Sluneční soustavy, takže se stanou viditelnými a některé jsou zachyceny. Na základě této hypotézy bychom předpokládali, že alespoň pár komet by bylo pozorováno v přibližování se perihéliu na hyperbolických drahách. Jak jsme se zmínili dříve, není tomu tak, což je hlavním důvodem pro to, že tento model byl dávno opuštěn. Tato obtíž může však prý být vysvětlena, alespoň ke spokojenosti několika dnešních stoupenců tohoto modelu (viz například Witkowski ) (6). Jiným navrhovaným zdrojem vzniku komet je jejich vyvržení ze sopek na planetách a jejich měsících (Vsekhsvyatskij) (7). Jasným problémem této myšlenky je fakt, že, jak se zdá, komety sdílejí stejné složení, což je vlastnost, kterou nemají údajná rodičovská tělesa. Dalším problémem je, že by vyvržené objekty obtížně získávaly pozorované dráhy. Dnes je van Flandern (8) zastáncem hypotézy, že komety vznikly rozpadem planety mezi drahami Marsu a Jupitera . Tahle hypotéza má vlastní problémy a mnoho lidí ji nepřijalo.
Naprostá většina dnešních astronomů věří Oortově hypotéze, která předpokládá obrovský rezervoár kometárních jader ve velké vzdálenosti od Slunce jako zdroj nových komet (obrázek 2). Tento návrh nebyl tak docela výstřelem od boku, jak se mnoha lidem snad jeví. Naopak, byl založen na pečlivé studii hlavních poloos drah dlouhoperiodických komet známých v oné době. Histogram 1/a0 vykazuje klastr (shluk objektů) blízko 1/a0 = nula. Oort uvažoval, že tohle nahromadění ve velké vzdálenosti představuje původní zdroj komet, zatímco menší počty v bližších vzdálenostech představují výsledek gravitačních perturbací.
Histogram = sloupkový diagram z obdélníků, jejichž základny jsou intervaly na ose x a výšky na ose y a znázorňují rozložení četnosti. (poz. překl.)
Někteří by mohli kritizovat Oortův histogram v tom smyslu, že diagram 1/a0 představuje logaritmický diagram vzdálenosti, a tedy by zahrnoval stále vzrůstající objem prostoru tak, jak se 1/a0 blíží nule. To je však nepodstatné, protože to, co je vynášeno na diagramu, je frekvence celkové energie. Jelikož jedinou konzervativní silou je zde gravitace, která působí negativně opaku vzdálenosti, jde o správný diagram. Na druhé straně bychom mohli kritizovat tento přístup poukazem na to, že dráhy o nižších energiích mnohem spíše utrpí ztráty vinou mechanizmů, které jsme dříve probírali. Jsou pro to dva důvody. Za prvé, komety obíhající po kratších drahách navštíví nitro Sluneční soustavy častěji, což vede k častější ztrátě odparného materiálu blízko perihélia. Za druhé, zvýšené množství drah oblastí, kde obíhají planety, a s nižšími rychlostmi než dlouhoperiodické komety, by vedlo k častějším perturbacím způsobovaným velkými planetami, což vede ke zvýšené pravděpodobnosti vyvržení ze Sluneční soustavy. Takže by se zdálo, že komety o nižších energiích by měly být více vystaveny riziku, že se ztratí, než komety s energií vyšší. Je-li tomu tak, pak bychom očekávali, že jakékoli rozčlenění podle energií by eventuálně vedlo k pozorovanému histogramu.
Evolucionisté předpokládají, že Sluneční soustava se vytvořila ze zhroucení obrovského oblaku plynů asi před 4.6 miliardy let. Předpokládá se, že většina materiálu spadla do středu a vytvořila Slunce, zatímco zbytek se zploštil do disku, z něhož nakonec vznikly planety. Prvním krokem k vytvoření planet bylo spojení materiálu do malých chuchvalců zvaných planetesimály. Ty postupně nabalovaly hmotu, až jich několik bylo dost velkých na to, aby držely pohromadě přitažlivostí a začaly přitahovat ostatní planetesimály. Větší z nich se postupně staly planetami, ze zbylého materiálu se staly jejich měsíce a také planetky. Oblasti blíže protoslunci byly teplejší, a tak se lehčí prvky vypařovaly a zmizely z nitra Sluneční soustavy, zatímco vnější oblasti, chladnější, si podržely volatilní materiál. To prý vysvětluje, proč jsou vnitřní planety složeny ze skal (postrádajíce lehčí prvky) a planety vnější jsou složeny z lehčích prvků. To též implikuje, že komety vznikaly daleko od Slunce, protože jsou tvořeny hlavně lehčími prvky.
Předpokládá se, že gravitační perturbace planet odstranily většinu zbylých planetesimál v oblasti Sluneční soustavy obsazené planetami. Primárními mechanizmy pro odstranění byly úniky a srážky. A opravdu, vědci věří, že ona spousta kráterů pozorovaných na površích většiny menších těles Sluneční soustavy je výsledkem těchto srážek. Pás asteroidů je většinou zabydlen malými tělesy (planetesimálami), jež obíhají po stálých drahách kontrolovaných planetou Jupiter. Jupiter má tak velký vliv, protože je hmotnější než všechny ostatní planety dohromady. Ve vzdálenosti pásu planetek od Slunce prý byla teplota dostatečná na to, aby se vypařila většina lehčích prvků. A vskutku, všechny zbylé planetesimály, jež obíhají blíže Slunci než je pás asteroidů, mají spíše skalnatý povrch, zatímco se očekává, že planetesimály vzdálenější by měly být složeny z prvků lehčích.
Dobrá shrnutí moderního pojetí Oortova oblaku podali Everhart (9) a Weismann (10), a stručně je popisujeme zde. Afélia kometárních jader v Oortově oblaku nesahají dále než 50 000 AU od Slunce (jedna pětina vzdálenosti k nejbližším hvězdám); jinak by se jádra ztratila ze sluneční gravitace. Perihélia by neměla být menší než 30 AU od Slunce. To by umísťovalo perihélia za dráhu Neptunu, a tedy vně oblasti planet a mimo velké perturbace. Jádra na takových drahách by měla zažívat málo rozptylu, a tak by kometární soustava měla existovat po několik miliard let. I když Oort původně předpokládal perturbace hvězd jako hlavní faktor pro změny drah jader, nyní poznáváme, že mezihvězdné mraky plynu (11) a přílivy a odlivy v galaxii (12) k této perturbaci také významně přispívají. A skutečně, nyní se zdá, že klasický Oortův oblak za 20 000 AU není stabilní po 4.6 miliardách let. To znamená, že perturbující síly by tento oblak k dnešku už rozptýlily. Proto se dnes předpokládá, že existuje vnitřní a vnější Oortův oblak . Když je vnější, klasický Oortův oblak vyprázdněn, je doplněn objekty z vnitřního oblaku, které přechází do oblaku vnějšího.
Celková energie obíhajícího tělesa je součtem energie kinetické a gravitační potenciální energie. Všechny vázané dráhy mají negativní celkovou energii, avšak typická dráha popsaná shora by měla celkovou energii velmi blízkou nule. Podle Everharta vyústí hvězdné perturbace blízko afélia obvykle do ztráty energie. Jelikož je vzdálenost afélia neovlivněna a potenciální energie závisí na vzdálenosti, zůstává potenciální energie konstantní. Takže úbytek celkové energie se projeví jako úbytek energie kinetické, a způsobí, že klesne rychlost v aféliu. Tento úbytek rychlosti má za následek menší vzdálenost v perihéliu, což může přivést kometární jádro do oblasti planet. Je-li vzdálenost v perihéliu větší než 5 AU, dochází k malému slunečnímu rozptylu. Takové objekty jsou jen zřídka objeveny, protože nejsou s to vyprodukovat větší komy.
Zatímco sluneční rozptyl pro takové
objekty je zanedbatelný, jsou pro vzdálenosti perihélia mezi
Málo známou podrobností je, že Oortův kometární oblak byl navržen proto, aby vysvětlil dlouhoperiodické komety, ačkoli mnoho vědců se domnívá, že vysvětluje rovněž komety krátkoperiodické. Oort sám zřejmě věřil, že nejlepším vysvětlením pro krátkoperiodické komety je rozpad planety, která kdysi obíhala mezi Marsem a Jupiterem, což je stará myšlenka, jež byla většinou vědců zavržena, ale má stále své přívržence (například van Flanderna). Problémem jsou závažné rozdíly mezi oběma typy komet. Mnozí vědci předpokládali, že gravitační perturbace mohou změnit dlouhoperiodické komety v komety krátkoperiodické, ale nedávné kalkulace objasnily, že je to málo pravděpodobné (13). Tremaine et al. (14) ukázali, že perturbace na souboru jader s náhodným rozdělením inklinací by tyto inklinace zachovaly, to znamená, že náhodné rozdělení ve sklonu (inklinaci) dráhy by zůstalo náhodným. Ve skutečnosti jsou prográdní dráhy s nízkým sklonem náchylnější k perturbacím, protože tyto dráhy umožňují delší interakci mezi kometami a planetami. Jelikož krátkoperiodické komety mají nízký sklon dráhy, prográdní orbity, musí existovat jiný zdroj těchto komet než je Oortův oblak.
/Poznámka editora: viz nejnovější článek Dr Faulknera: More problems for the ´Oort comet cloud´? (Další problémy s ´Oortovým kometárním oblakem´?) - http://www.answersingenesis.org/tj/v15/i2/oort.asp/
Obrázek 2:
Slunce i planety leží na plochém
disku; hypotetický Kuiperův pás je prstenec tvarovaný a
centrovaný Sluncem, zatímco hypotetický Oortův oblak je
silná skořápka rovněž vystředěná ke Slunci.
Za drahou Neptuna by měly Jupiterovy perturbace malý efekt během utváření planet, zatímco planetesimály blízko drah Jupitera a Saturnu by byly vyvrženy. Tento stav přiměl Kuipera (15) konstatovat roku 1951, že sluneční soustava nekončí náhle za Neptunem a Plutem. Jelikož za těmito drahami nenalézáme žádné planety, jakýkoli materiál tam musí mít formu planetesimál. Někteří vědci přejmenovali tyhle vzdálené planetesimály na „kometosimály“, protože se prý jedná o kometární jádra (16). Na mnoha desítkách AU za planetami by jakékoli planetesimály měly poměrně stabilní prográdní dráhy s nízkými inklinacemi, a jejich složení by bylo podobné velkým planetám. Postupné navršení malých perturbací u těchto těles by způsobilo buď zvětšení jejich afélií či pád do nitra Sluneční soustavy. Posledně zmíněná událost by vytvořila objekty s vlastnostmi krátkoperiodických komet. Kvůli svému zploštěnému rozložení se tento rezervoár nazývá Kuiperův pás (viz opět obrázek 2).
Po mnoho let byl Kuiperův pás většinou přehlížen ve srovnání s Oortovým oblakem. Věřilo se, že Oortův oblak může vysvětlit jak krátkoperiodické tak dlouhoperiodické komety, a tak se na Kuiperův pás pohlíželo jako na nedůležité vysvětlení s výjimkou jeho pojetí jako eventuální vnitřní části Oortova oblaku. Avšak počítačové simulace uskutečněné v 80.letech odhalily, že Oortův oblak nemůže vyprodukovat dost krátkoperiodických komet s požadovanými nízkými sklony drah. Problémem je, že proces přeměny dlouhoperiodických komet v krátkoperiodické není dostatečně výkonný, aby dodal jakékoli závažné množství komet před jejich rozpadem či vyvržením ze Sluneční soustavy. V posledních 15 letech byl Kuiperův pás vzkříšen jako zdroj krátkoperiodických komet, ačkoli to uniklo pozornosti většiny kreacionistů.
Vzkříšení Kuiperova pásu odstartovalo soustředěné hledání objektů obíhajících v pásu. Nedávné oznámení o údajném objevu Kuiperova pásu (17) podnítilo mnoho zájmu, ačkoli někteří vědci mají oprávněné pochybnosti o reálnosti takových pozorování (18). Jakákoli kometární jádra v pásu by totiž byla velmi slabá, ale snad by nejjasnější z nich mohla být vyfotografována kamerou CCD (Charge Coupled Device, nábojově vázaný senzor na HST (Hubbleově kosmickém dalekohledu).
CCD = elektronické čidlo citlivé nejen na světlo, ale i na infračervené, ultrafialové a měkké rentgenové záření. Nahrazuje fotografickou desku, je však menší, citlivější na mnohem větší rozsah vlnových délek a mnohem účinnější v registraci fotonů. (pozn. překl.)
Protože by jakákoli jádra byla velmi slabá, byly by třeba velmi dlouhé osvity. Doby osvitu by byly dost dlouhé na to, aby oběžné pohyby jakýchkoli fotografovaných jader protáhly jejich obrazy. Toto protažení rozmazává snímky, takže vypadají ještě slabší. Tentýž problém již dlouho potkává vědce v hledání menších planet (nebo planetek) pozemními dalekohledy. Řešením je vypočítat oběžný pohyb pro objekt v místě, kde pátráte, a pohybovat dalekohledem touže rychlostí, aby se věci vyrovnaly. Jakékoli obíhající cílové objekty se jeví jako body, zatímco hvězdy jsou rozmazány. V případě pozorování pomocí HST bylo pořízeno 34 záběrů malé části oblohy kamerou CCD. Fotografovaná oblast byla vybrána ze dvou důvodů: ležela podél ekliptiky, což vyloučilo většinu dalších objektů Sluneční soustavy, a obsahovala velmi málo hvězd či galaxií, což usnadnilo analýzu. Každý obrázek zabral asi deset minut s celkovou expozicí asi pět hodin ve 30hodinové časové periodě.
Oněch 34 expozic pořízených s HST odhalilo více než 50 matných objektů podobných bodům na hranici rozlišovací schopnosti systému, a tyhle objekty byly považovány za kandidáty na Kuiperův pás. Hlavním problémem je, že zobrazovací systém podléhá náhodným signálům, zvaným šum, který napodobuje tyhle slabé body, takže z jednoho obrázku člověk nemůže věřit tomu, že kterýkoli konkrétní světelný bod je reálný. Aby vědci vyzkoušeli úroveň šumu, byla pořízena řada expozic tehdy, když se HST pohyboval v opačném směru, takže obrazy hvězd byly rozmazané jako předtím, ale obrazy kometárních jader by byly rozmazané dvakrát tolik co hvězdy, a tak by nebyly rozlišitelné. Všechny bodové zdroje nyní pozorované musí být šumem, a tak jejich počet byl pokládán za úroveň šumu. Toto číslo bylo o něco větší než polovina počtu kandidátů, a bylo tedy konstatováno, že rozdíl, asi dva tucty, byl počet objevených jader.
Jak jsme se již zmínili, jiná studie používající pozemní přístroje nepotvrdila nálezy z pozorování na HST, a tak se jeden tým pokusí pozorování brzy zopakovat (19). Dalším rušivým momentem takových závěrů založených na statistických datech je fakt, že nikdo nemůže jasně identifikovat jediný obrázek jako kometární jádro. Bylo by to skoro tak, jako kdyby astronom na obloze ukázal na půl tucet objektů podobných hvězdám a prohlásil, že je si skoro jist, řekněme na 95%, že alespoň jeden tento objekt je planeta, ale on nemůže říci s jistotou, který to zrovna je. Většina lidí by pokládala takový názor za absurdní, ale s takovouto věcí se stále častěji setkáváme, jak jsou v astronomii uplatňovány vysoce výkonné statistické metody. Připomíná to rok 1992, kdy bylo oznámeno, že v kosmickém reliktním záření byly údajně nalezeny fluktuace (20). Badatelé v oné studii připustili, že nemohou ukázat na jedno místo na své mapě a říci „zde dochází k fluktuacím“, ale byli přesvědčeni, že fluktuace jsou reálné. Tímhle se tedy stává věda?
Fluktuace = kolísání, vlnění. Ve statistické fyzice nepravidelná kolísání okamžitých hodnot různých veličin, které popisují stav makroskopické soustavy, kolem jejich středních hodnot. (pozn. překl.)
Někdo by mohl namítnout, že ve vědách o zdraví jsou takové statistiky na denním pořádku. Například za posledních 30 let stanovila statistická studia jasnou vazbu mezi kouřením cigaret a jistými plicními chorobami, jako je rakovina a rozedma plic. Tabákový průmysl odpověděl, že v tom kterém konkrétním případě plicní choroby nemůže být prokázáno, že ji zavinilo zrovna kouření. To je pravda, protože nekuřáci občas takto onemocní také, a tak je možné, že u kuřáka se rozvine taková nemoc bez ohledu na to, zda kouří.
Ale taková analogie s objevováním kometárních jader by byla použita nenáležitě. To, co se zde předpokládá, je objev, nikoli vztah. Správná analogie, máme-li ji stanovit, by znamenala zpochybnit diagnózu nemoci. To znamená, že by lékař musel konstatovat, že nemůže s konečnou platností identifikovat ani jediný případ plicní nemoci, ale že pokud bude mít dost velký vzorek, může konstatovat s určitou pravděpodobností, že zkoumá nějaké množství nemocných plic. Tohle samozřejmě nikdo netvrdí, protože rentgen, počítačová tomografie, biopsie, a nakonec posmrtné pitvy umějí identifikovat nemoc s prakticky stoprocentní spolehlivostí v každém případě.
Snad čas odhalí, zda je údajný objev kometárních jader v Kuiperově pásu reálný, ale k problému se přistupuje i z jiného úhlu. Roku 1977 byla objevena velká planetka (nakonec nazvaná Chiron) obíhající mezi drahami Saturnu a Uranu. Předtím nebyla známa žádná planetka za drahou Jupitera, ačkoli by se dalo předpokládat, že takové objekty existují, jelikož uvnitř Sluneční soustavy bylo nalezeno několik tisíc planetek. Později se zjistilo, že Chiron má podobnou barvu a spektrum jako komety. Roku 1988 byla pozorována okolo Chirona malá koma, což opět potvrdilo, že může jít o velmi velké jádro komety. Podníceni touto informací začali někteří astronomové hledat jiné planetky či kometární jádra v prostoru za Saturnem. Od roku 1990 byly objeveny více než tři tucty objektů, některé za drahou Neptuna, a další jsou objevovány (dobrý přehled o situaci zde podávají Luu a Jewitt (21), dva ze zúčastněných vědců). Musíme zdůraznit, že tyhle objekty jsou velmi reálné, a u většiny z nich byly vypočítány dráhy. To je odlišuje od dřívější studie údajného objevu Kuiperova pásu, kde nebyly jasně identifikovány žádné objekty a tedy nemohly být propočítány dráhy.
Od dob, kdy jsou tyto věci studovány pomocí HST, je o těchto reálných objektech za dráhou Neptuna ve zvýšené míře mluveno jako o objektech Kuiperova pásu. Tento nezanedbatelný posun by neměl zastírat několik potenciálních problémů. Za prvé, je poněkud sporné, zda by se mohl Kuiperův pás roztáhnout po celé délce až k drahám vnějších planet. Jsou zdejší dráhy nutně stabilní na časové stupnici, a mohou mít tyhle objekty vlastnosti krátkoperiodických komet? Za druhé, předpokládá se, že ony velké objekty objevené zde naznačují, že zde musí být rovněž mnoho dalších menších objektů. Tento předpoklad se zdá rozumný, jak naznačuje statistika kráterů a pásu asteroidů, jež odhaluje, že jak klesá velikost objektů, exponenciálně narůstá jejich počet. Musíme si uvědomit, že tohle je úvaha, a pokud ji tak bereme, nevidíme důvod ji napadat. Třetím problémem je samotná velikost příslušných již spatřených objektů – jsou více než desetkrát větší než největší pozorovaná kometární jádra. To znamená, že jejich objem a hmotnost jsou více než 1000násobné. Zaráží proto pomyšlení na to, že by existovaly komety tak jasné a velké, jak by vyplývalo z těchto velkých jader. Jsou-li taková jádra běžná, proč žádná z těchto komet nebyla spatřena s perihéliem blízko Slunce?
Podobná uvažování vedla k přehodnocení statutu Pluta. I když byl roku 1930 ohlašován jako objev deváté planety a rušič Neptunovy dráhy, klasifikace Pluta je nyní zpochybňována. I v roce 1930 se jevil příliš malý, aby to vysvětlilo údajné perturbace. Objev jeho satelitu Charona před téměř 20 lety a období vzájemných zatmění těchto dvou těles v 80.letech vedlo k velmi dobrým měřením velikostí a hmotností Pluta a jeho měsíčku. Výsledné hustoty jsou v souladu se složením z ledu s příměsí hornin, tímtéž jako je složení komet. Existuje pokus překlasifikovat Pluta a jeho měsíček jako mohutné planetky, či vzhledem k jejich drahám a složení, jako členy Kuiperova pásu. (poz.: 24. 8. 2006 byla planeta Pluto vyřazena ze seznamu planet na jednání Mezinárodní astronomické unie v Praze)
Nyní je jasné, že se krátkoperiodické komety nevyvíjejí z komet dlouhoperiodických, a tak tyhle dvě skupiny komet vyžadují odlišné zdroje. Ve svých původních formách byl Kuiperův pás navržen k vysvětlení existence krátkoperiodických komet, a Oortův oblak měl vysvětlit původ komet dlouhoperiodických. Zatímco dráhy těchto dvou skupin komet jsou zcela odlišné, nezdá se, že by existoval rozdíl ve složení oněch dvou skupin. Člověk by mohl prostě konstatovat, že všechny komety se tvoří daleko od Slunce, takže jejich složení je podobné, ale je trochu zarážející, jak se mohly kometesimály vytvořit ve velkých vzdálenostech od Slunce, kde asi byla malá hustota materiálu. Nedávné dynamické studie naznačují, že všechny komety se mohly vytvářet v Kuiperově pásu, a že zde existovala migrace, čili evoluce, mezi Kuiperovým pásem, kde hustota planetesimál byla asi dost velká, a Oortovým oblakem.
Tuhle evoluci analyzovaly jiné práce (22,23), a bude zde shrnuta. Dříve jsme již načrtli údajnou evoluci Sluneční soustavy. V planetární oblasti byly planetesimály s to nabalit se do planet a jejich měsíců. Za oblastí planet se planetesimály nebyly schopny slučovat, snad kvůli nižší hustotě tam panující. Jako všechny ostatní planetesimály, i jejich rozložení se zploštilo směrem k ekliptice do prstencovitého tvaru. Jelikož byly daleko od Slunce, zachovaly si tyto planetesimály své volatilní složení. Krátce řečeno, tyhle nenabalené planetesimály mají složení kometárních jader, zatímco jejich dráhy mají rozložení podobné Kuiperově pásu. Takže Kuiperův pás reprezentuje prapůvodní populaci komet. Nyní víme i o jiných hvězdách, které mají disky materiálu v podobných či delších vzdálenostech (příklady jsou Vega a beta Pictoris).
Postupné planetární perturbace mohly změnit Kuiperův pás dvěma způsoby. Jedním by byl úbytek energie, který by snížil perihélia do oblasti planet, kde by se planetární perturbace ještě umocnily. Tyhle komety by měly obecně prográdní dráhy, afélia v Kuiperově pásu, a tedy periody (oběžné doby) méně než 200 let. Jinými slovy, šlo by o krátkoperiodické komety, jak jsou původně předpokládány v Kuiperově pásu.
Druhou možností jsou vzrůsty energií, což by zachovalo perihélia v oblasti Kuiperova pásu, ale vyprodukovalo afélia desítky tisíc AU od Slunce. Výsledné dráhy by měly velmi velké excentricity. Jádra v těchto drahách by strávila většinu času v aféliu. To by značně zvýšilo účinek stelárních perturbací a galaktických dmutí na dráhy. Tyhle perturbace by inklinovaly k tomu být ve zvýšené míře náhodné a tedy by činily náhodnými i kometární dráhy. To by vedlo k vyšším inklinacím, s mnoha drahami nabírajícími retrográdní směr. Tato distribuce se shoduje s údajnými vlastnostmi Oortova oblaku. Takže v tomto modelu se přemísťuje mnoho objektů do Oortova oblaku, z něhož by další perturbace vyprodukovaly dlouhoperiodické komety. Samozřejmě jen pokud je tento model správný, pak by koneckonců bylo nalezeno vysvětlení toho, proč komety stále existují ve staré Sluneční soustavě. Musíme si však připomínat, že jsme slyšeli takovéto vysvětlení již dříve. Například právě před dvěma desetiletími se všeobecně věřilo, že Oortův oblak může vysvětlit všechny komety, ale pozdější studie odhalily, že nemůže vyprodukovat krátkoperiodické komety v dostatečném množství. Evoluce Kuiperových objektů do Oortova oblaku je nedávný výsledek úvah, a musí být dále zkoumán, aby se vidělo, zda sedí.
Od raných kreacionistických prací o kometách a o tom, co znamenají pro stáří Sluneční soustavy, bylo vykonáno mnoho práce z evolucionistického stanoviska. Mnoho kreacionistů buď ignorovalo tyto články či o nich nevědělo. Tyto nové trendy zahrnují Kuiperův pás, simulovaný vývoj kometárních drah, a konečně údajný objev Kuiperova pásu. Náš článek poskytl přehled o mnoha z těchto nových trendů a teď nabízí některé závěry a návrhy.
Za prvé, s objevem dalších ztrátových mechanizmů, je dnes ještě zřejmější, že komety nemohly být ve svých současných drahách od počátku Sluneční soustavy, je-li věk Sluneční soustavy v řádech miliard let. Potřeba vysvětlit existenci komet v rámci kalkulace se starým věkem Sluneční soustavy soustředila mnoho teoretického výzkumu do dynamiky kometárních drah. I když byl základní koncept Oortova oblaku zachován, myšlenka byla zpřesněna a rozšířena.
Za druhé, musíme zdůraznit, že Oortův oblak nebyl dosud pozorován, ani není naděje, že bude pozorován v dohledné době. Zamysleme se nad tímto citátem ze Sagana a Druyana:
„Mnoho vědeckých článků je každý rok napsáno o Oortově oblaku, jeho vlastnostech, jeho původu, jeho vývoji. Není však ještě nejmenší stopa po přímých důkazech pozorováním, důkazech o jeho existenci.“ (24).
To vznáší velmi důležitou otázku pokud jde o vědecký status Oortova oblaku. Může být něco, co nelze pozorovat, ani nepřímo jako v případě fenoménů mikrosvěta, považováno za vědecké? I když se často mluví o Oortově oblaku jako o teorii, pak uvážíme-li obvyklou definici teorie a nemožnost pozorování, můžeme Oortův oblak nazvat teorií? Vskutku, vezmeme-li v úvahu, že je sporné, zda tato myšlenka bude kdy moci být testována, člověk musí pochybovat o tom, zda je Ooortův oblak byť i jen hypotézou.
Za třetí, i když Oortův oblak nemůžeme pozorovat, zdá se, že Kuiperův pás pozorovat můžeme. Ačkoli bylo původní ohlášení objevu typických, malých objektů v pásu pomocí HST zpochybněno nemožností pozorování opakovat, systematické hledání velkých objektů ve vnitřním pásu těsně za velkými planetami mělo zřejmě úspěch. Tyto objekty jsou jedinou vážnou hrozbou pro užití existence komet jako argumentu pro mladou Sluneční soustavu. Jejich dráhy a předpokládané složení jsou v souladu s jejich identifikací jako kometárních jader, avšak jejich značné rozměry představují problém pro tuto teorii. Je politováníhodné, že kreacionisté zůstali neinformováni o těchto trendech, a autor tohoto článku doufá, že jeho přehled zlepšil situaci a povzbudí jiné, aby nepřestávali držet krok s vývojem tohoto tématu.
Za čtvrté, zatímco pokud by byla potvrzena existence Kuiperova pásu, zajistilo by to mechanizmus pro krátkoperiodické komety, neověřitelný Oortův oblak by stále byl nutný pro komety dlouhoperiodické. Teoretické kalkulace předpokládaného vývoje jader Kuiperova pásu v objekty Oortova oblaku zmíněné v předchozí sekci jsou poněkud spekulativní. Kreacionisté by měli pokračovat v monitorování těchto studií, zkoumat jejich pravděpodobnost s ohledem na předpoklady a techniky. Pokud Kuiperův pás existuje, a jsou-li tyto simulace řádně prováděny, pak i Oortův oblak se stává přijatelnější.
Samozřejmě, provést vlastní simulace a propočty by bylo jedinou jistou cestou k otestování správnosti těchto modelů. Velmi málo kreacionistických článků o kometách se vyjadřuje kvantitativně, a málo jich produkovalo původní výzkum; místo toho spoléhaly na (často staré) citáty nekreacionistických astronomů. Jedinou výjimkou je článek o stáří krátkoperiodických komet od Stillmana (25). To je dobrý příklad toho druhu prací, které by kreacionisté měli dělat na tomto poli.
Evoluční astronomové strávili mnoho času vývojem scénářů k vysvětlení existence komet ve Sluneční soustavě staré 4.6 miliardy let. Přes tuto snahu a zdánlivý pokrok, existuje stále mnoho otázek a problémů. V dnešní době je stále velmi sporné, zda existuje Kuiperův pás či Oortův oblak, které předpokládá teorie staré Sluneční soustavy. Uzavíráme svůj článek konstatováním, že komety stále nabízejí dobrý argument pro nedávné stvoření Sluneční soustavy. Kreacionisty důtklivě nabádáme, aby nepřestávali monitorovat trendy v otázce původu komet.
Odkazy: