2003 VB12 (Sedna)


Dráha

epocha                2004 07 14.0        střední anomálie         357.747
velká poloosa          509.10733          argument perihelu        311.366
vzdálenost perihelu     76.06573          délka výstupného úhlu    144.560
vzdálenost afelu       942.14893          sklon                     11.932
excentricita             0.85059          perioda                11487
absolutní jasnost        1.6              parametr strmosti          0.15

oblouk                 5 opozic
zdroj                  MPEC 2004-F41

Informace

Objev tělesa 2003 VB12 byl oficiálně oznámen 15.3.2004 na tiskové konferenci NASA, ale v této době již byla astronomům známa většina faktů o tomto tělese. Objev byl výsledkem prohlídky oblohy, kterou od listopadu 2003 provádějí Michael E. Brown, Chadwick Trujillo a David Rabinowitz za pomocí 1.2-metrového Schmidt teleskopu Samuela Oschina na Mount Palomaru, osazeného CCD kamerou s velkým polem.

Těleso bylo poprvé detekováno na snímcích ze 14.11.2003, kdy se na tří snímcích (pořízených v 6:32, 8:03 a 9:38 UT, viz. níže) posunulo během přibližně tří hodin o pouhé 4.6 úhlové vteřiny. Takový pomalý pohyb mají tělesa vnějších částí Sluneční soustavy poblíž opozice. Na základě jednoduchého vztahu R = 150/M (R je heliocentrická vzdálenost objektu v AU a M je pohyb v úhlových vteřinách za hodinu) odhadli objevitelé, že se objekt nalézá ve vzdálenosti asi 100 AU.


2003 VB12

Follow-up pozorování byla provedena pomocí 0.36-m Tenagra IV reflektoru (20.11.2003), 10-m Keck I teleskopu (25.11.2003) a 1.3-m SMARTS teleskopu na Cerro Tololo (5 dnů mezi 27.11.2003 a 31.12.2003). Tato pozorování umožnila spočíst přibližnou dráhu. Na základě této předběžné dráhy byly nalezeny předobjevové snímky z 30.8.2003 a 29.9.2003, které byly pořízeny stejným teleskopem jako objevové snímky. Zpřesněná dráha umožnila nalézt těleso na dalších předobjevových snímcích, pořízených 9.10.2002 a 29.10.2002 1.2-m Oschin Schmidt reflektorem projektu NEAT. Projekt NEAT se zasloužil i o další předobjevové snímky, tentokráte z 26.9.2001 a 24.10.2001. Byly učiněny pokusy nalézt těleso i na starších snímcích, ale vzhledem k tomu, že tyto snímky již nejsou tak kvalitní a chyba určení pozice tělesa začíná s časem prudce narůstat, nebyly tyto pokusy zatím úspěšné.

Pozn.: První snímky po "ověřovacích" z 31.12.2003 byly pořízeny na observatoři Kleť (Jana Tichá, Miloš Tichý a Michal Kočer) pomocí 1.06-m KLENOT reflektoru, a to konkrétně 13.3.2004 a 14.3.2004. (Když nepočítáme snímky samotného objevového týmu zaměřené na astrometrii a hlavně fotometrii objektu.)

Hlavním důvodem, proč objev tohoto objektu vzbudil pozornost i mezi širokou veřejností, je velikost tělesa. Optimističtější odhady hovořily o tom, že Sedna má stejnou velikost jako planeta Pluto. K určení velikosti byl použit 30 metrový radioteleskop IRAM a Spitzerův kosmický teleskop. Na základě jejich měření byla stanovena horní hranice pro rozměr Sedny na 1.800 km. Horní hranice byla ještě snížena, když došlo ke zveřejnění měření za pomoci Hubbleova kosmického teleskopu ze 16.3.2004. Rozměr tělesa je tak menší než 1.700 km a s největší pravděpodobností je větší než 1.300 km.

Na základě přibližně 100 pozorování objevového týmu pořízených během 44 různých nocí od 26.11.2003 do 24.2.2004 (1.3-metrový teleskop na Cerro Tololo) a následné analýze světelné křivky, bylo zjištěno, že rotace tělesa je extrémně pomalá a je delší než 20 dnů a kratší než 50 dnů. Takto pomalou rotaci lze nejlépe vysvětlit tak, že kolem hlavního tělesa obíhá měsíc, který zpomaluje rotaci a který má vázanou rotaci. Pozorování Hubbleova kosmického teleskopu z 16.3.2004 (35 snímků pořízených kamerou Advanced Camera for Survey) však existenci měsíce nepotvrdila a možnost, že by se nacházel v zákrytu hlavním tělesem, je zanedbatelná. Z toho lze usoudit, že měsíc musí být buď alespoň 6 krát menší než hlavní těleso (v takovém případě by jej HST nezachytil) nebo že se již v ranné historii při blízkém setkání s jiným hmotným tělesem dostal na samostatnou dráhu. Rovněž je však možné, že určená rotační perioda je špatná a že je ve skutečnosti mnohem kratší. Jestliže je však určená perioda správná, bude Sedna jedním z nejpomaleji rotujících těles ve Sluneční soustavě.

Z pozorování objevového týmu také vyplynulo, že Sedna je jednou z nejčervenějších planetek a podobá se velmi červené planetce (5145) Pholus. Zčervenání Pholuse je způsobeno bombardováním na organické sloučeniny bohatých ledů ultrafialovým zářením a kosmickými paprsky, ale zčervenání Sedny má pravděpodobně jinou příčinu.

Rovněž tzv. opoziční vlna (efekt, kdy jasnost tělesa při malých fázových úhlech vzrůstá vlivem rozptylu světla na prachových a ledových částicích na povrchu tělesa) je u Sedny velmi slabá, na rozdíl od dalších vzdálených těles (kromě Pluta, které se v tomto podobá Sedně).

Původ

V současné době se Sedna nachází na dráze, která je podobná objektům rozptýleného disku, ale její perihel je mnohem vyšší než u jakéhokoliv známého tělesa. Současná dráha je však výsledkem mnoha gravitačních působení, protože takový objekt musel vzniknout na dráze, jejíž sklon byl roven přibližně 0° a podle A. Sterna musela být rovna nule i excentricita.

Brown a kol. (2004), kteří se zabývali původem tělesa poznamenávají, že na svou současnou dráhu se Sedna mohla dostat gravitačním rušením hmotné planety ve vzdálenosti asi 70 AU. Planety ve sluneční soustavě sice můžou výrazně ovlivňovat dráhy planetek a komet, ale nemůžou je usměrnit na dráhy s perihely většími než asi 50 AU. Existence hypotetické planety ve vzdálenosti 70 AU je však dosti sporná, protože, jak poznamenává Brown a kol., v okolí 5° kolem ekliptiky, kde by se podle nich planeta musela nacházet, bylo prohledáno už 80 % prostoru a zatím bezvýsledně. Brown a kol. proto uzavírají, že existence takové planety je nepravděpodobná, ale ne nemožná.

Navrhují proto jinou možnost: Dráha objektu je v mnoha směrech podobná kometám pocházejícím z Oortova oblaku, proto je dost dobře možné, že Sedna pochází právě z Oortova oblaku a že na svou současnou dráhu ji dostalo přiblížení hvězdy. Problémem však i nadále zůstává velká perihelová vzdálenost. Tu vysvětlují následujícím mechanismem: Přesunovala-li se kolmo k ekliptice hvězda rychlostí 30 km/s ve vzdálenosti 500 AU, mohla těleso s velkou poloosou 480 AU a perihelem asi 30 AU, přesunout na dráhu s perihelovou vzdáleností 76 AU při zachování velikosti velké poloosy. Obtížné je však vysvětlit takto těsný průlet hvězdy vnějšími oblastmi Sluneční soustavy, protože se zdá, že k takovému průletu může dojít jen jednou během celé doby trvání Sluneční soustavy.

Brown a kol. proto navrhují ještě další možnost, a to tu, že Sluneční soustava vznikala v husté hvězdokupě. Oortův oblak v tomto scénáři vznikl v místech, kde se v současnosti nachází Sedna a postupně se rozpínal do všech směrů až se jeho vnější okraj dostal do dnešní vzdálenosti cca 100.000 AU. V tomto případě by však Oortův oblak musel mít mnohokrát vyšší hmotnost než bylo dosud předpokládáno. Kdyby tento scénář vzniku byl pravdivý, říká Brown a kol., že podle současných přehlídek bude těles na podobných drahách jako Sedna velmi přibližně 100. Ale jestliže je populace takovýchto těles přibližně izotropní, bude jich kolem 500 s tím, že by jsme současnou technikou měli zachytit 5 takovýchto těles. Přijmeme-li, že rozdělení velikostí je stejné jako v Kuiperově pásu, pak celková hmotnost je asi 5 krát vyšší než hmotnost Země. Populace těles s ještě většími perihelovými vzdálenostmi je pak mnohem početnější.

Morbidelli a Levison (2004) se zabývali původem tělesa rozptýleného disku 2000 CR105 (a = cca 230 AU, q = 45 AU) a zkoumali celkem čtyři možné scénáře. Shledávají, že pouze jeden z nich se jeví jako uspokojivé vysvětlení pro původ výše zmíněného tělesa a že jen tímto scénářem lze snadno vysvětlit i původ Sedny. Tímto scénářem je průlet hvězdy sluneční hmotnosti ve vzdálenosti asi 800 AU v rané historii Sluneční soustavy. Také oni, podobně jako Brown a kol., shledávají, že průlet takto hmotné hvězdy v takové blízkosti je mimořádně vzácnou událostí a že je nejsnadnější jej vysvětlit tak, že Sluneční soustava vznikala v prostředí s vysokou hustotou hvězd.

Vlastním vznikem tělesa se zabýval A. Stern (2004). Jak známo, tělesa ve Sluneční soustavě vznikala akrecí hmoty z menších částic. Mělo-li z těchto menších částic vzniknout větší těleso, musely být splněny některé podmínky, z nichž nejdůležitější je, že vzájemné střetávací rychlosti částic a sklony jejich drah nesměly být moc vysoké, protože jinak by k akreci nemohlo docházet a uplatňoval by se efekt právě opačný - fragmentace. Pro následný "růst" těles pak existuje ještě podmínka, že hmotnost látky uvolněné do okolního prostoru při dopadech menších či větších částic na cílové těleso, musela být menší než hmotnost narážející částice, což znamená, že část hmoty narážející částice "zůstala" na cílovém tělese.

Simulace prováděl Stern pro oblast 75 AU a 500 AU. Aby určil povrchovou hustotu materiálu v uvedených vzdálenostech, vycházel z povrchových hustot materiálu v oblasti 40 AU od Slunce (0.05, 0.12 a 0.20 g/cm2, přičemž hodnota 0.1 g/cm2 ve vzdálenosti 40 AU od Slunce koresponduje s minimální hmotností sluneční mlhoviny). Dále předpokládal, že povrchová hustota materiálu klesala s druhou mocninou vzdálenosti od středu heliocentrického disku. Pro oblast 75 AU tak vyšly povrchové hustoty materiálu 0.017, 0.034 a 0.056 g/cm2.

Výsledky simulací pro oblast 75 AU a vstupní populaci těles obsahující objekty o velikostech 1 - 10 km jsou následující: Objekty o průměru cca 2000 km mohou vznikat i v těchto oblastech, jestliže sluneční mlhovina sahala do vzdálenosti 80 AU nebo větší. Časy, za které se vytvoří takto velká tělesa jsou od 2% do 20% (podle hustoty materiálu) celkového stáří Sluneční soustavy (cca 1*108 až 1*109 let).

Výsledky simulací pro oblast 500 AU a povrchové hustoty materiálu 0.0003, 0.0022 a 0.0057 g/cm2 (založeno na předpokladech zmíněných výše) jsou následující: Tělesa řádově stejně velká jako Sedna mohla vznikat na časových škálách kratších než je stáří Sluneční soustavy, ale jen pro hustoty 0.0022 a 0.0057 g/cm2.

Celkově ze simulací provedených Sternem vyplynulo, že tělesa o velikosti Sedny mohou vznikat i v poměrně velkých heliocentrických vzdálenostech. Pozorovaný okraj Kuiperova pásu ve vzdálenosti přibližně 50 AU by tak mohl být jenom vnějším okrajem vnitřní části. Jsou-li závěry uvedené zde reálné, objektů podobných 2003 VB12 bude za hranicí 75 AU větší množství.

Odkazy a reference


zpět na seznam těles