První český projekt v systému distribuovaných výpočtů BOINC a vůbec první v naší republice z oblasti astronomie. To je Asteroids@home, projekt kterému pomohl na svět Czech National Team.
Je to jen pár dní, kdy jsme měli být dle médií svědky úžasného vesmírného úkazu – průletu asteroidu v těsné blízkosti Země. Toto těleso nese označení 2012 DA14 a prolétlo dne 15. 2. 2013 ve vzdálenosti pouhých 28 000 km od zemského povrchu (což je blíže, než oběžné dráhy některých družic). Jen několik hodin před tímto úkazem zcela neohlášeně dopadlo několik částí původně patnáctimetrového asteroidu do Ruska, v oblasti Čeljabinsk. Asteroid se dle oficiálních zdrojů při vstupu do Zemské atmosféry rozpadl na několik částí a tlaková vlna vzniklá průletem a rozpadem v atmosféře způsobila zranění více než tisíce lidí. Jen díky dopadu částí meteoritu, desítky kilometrů od více než milionového města, nedošlo k žádným ztrátám na životě.
Ilustrace Čeljabinského asteroidu.
Zdroj: procproto.cz
Několik týdnů před touto událostí byl dokonce předpovězen jeden z mnoha konců světa. Scénářů bylo několik a v podstatě se opakují stále ty stejné. Se Zemí se má střetnout jiné vesmírné těleso, které se z ničeho nic vynoří z temných hlubin vesmíru a lidstvo na tuto hrozbu nedokáže zareagovat. Nechť už se jedná o záhadnou planetu X (Nemesis, Nibiru, Eris, Marduk ….), nebo kometu (v případě dne 21. 12. 2012 se mělo jednat o kometu Elenin, která se ale nakonec rozpadla již o rok dříve), předpovídané nečekané vynoření z temných hlubin vesmíru, zní většině lidí děsivě. Opravdu toho v jednadvacátém století víme o vesmírných tělesech kolem nás tak málo, že by se něco podobného mohlo stát? Opravdu jsme tak bezmocní, že se jen držíme obrovské koule, letící vesmírnou střelnicí a vytřeštěnýma očima pozorujeme, zda se dnes - nebo zítra - nesrazíme s jiným vesmírným tělesem?
Naše sluneční soustava je obrovská a Země je jen jedním z mnoha set tisíc objektů, které v ní kolem Slunce obíhají. Oběžné dráhy mají různé a často dochází k jejich křížení, nebo dokonce srážkám. Okolí naší Země také není tak prázdné, jak si většina lidí možná myslí. Zhruba před 4,5 miliardami let se z oblaku plynu a prachu zrodilo naše Slunce, následně planety, měsíce, planetky a další tělesa. Vlivem dlouhodobého působení gravitace planet naší sluneční soustavy, se v různých vzdálenostech od Slunce utvořilo několik pásů asteroidů, v nichž se nacházejí miliony těchto „planetek“. Některé z nich mají svůj původ již v počátku utváření naší sluneční soustavy (skupiny těles), jiné vznikly rozpadem větších objektů (rodiny těles), možná i nyní neznámých planet. Vlivem gravitačních sil se tyto planetky formují do prstenců v různých vzdálenostech od sebe. Existují oblasti, ve kterých jsou desetitisíce těchto objektů, a potom zase oblasti téměř prázdné:
Zdroj: holographicgalax.blogspot.com
Znázornění Kirkwoodových mezer
Zdroj: wikipedia
Jak je patrné, příliš slunečního světla žádný z typů asteroidů neodráží, což komplikuje jejich objevování a pozorování.
Zdroj: wikipedia
Zdroj: wikipedia
Zdroj: wikipedia
Ilustrace Čeljabinského asteroidu.
Zdroj: procproto.cz
Asteroidy tedy nejsou ničím novým. Jsou to tělesa, která jsou pevná a nemají vlastní atmosféru. Dle svého složení odrážejí více či méně slunečního záření, takže na noční obloze vypadají jako hvězdy. Svojí rotací a tvarem (změnou odrazivé plochy) přitom mění intenzitu odraženého světla, což můžeme více či méně pozorovat i ze Země. Při jejich cestách vesmírným prostorem se mohou setkat s gravitačním působením, které je vychýlí z pravidelné dráhy a určí jim dráhu novou. Ta je může po čase vrátit zpět do původního prostoru, nebo může být ovlivněna po nové dráze dalšími objekty. Složení všech asteroidů za oběžnou drahou Jupiteru je obdobné. Jedná se o takzvané „špinavé sněhové koule“, které se skládají převážně ze zmrzlého oxidu uhličitého, metanu, amoniaku a vody smíchané s prachem a různými nerostnými látkami. Právě kvůli velkému obsahu ledu se vědci domnívají, že asteroidy ze vzdálenějších oblastí vesmíru (respektive jejich dopady), byly zdrojem vody na Zemi.
Jak je ze složení zřejmé, může při přiblížení asteroidu ke Slunci vlivem slunečního záření docházet v perihelu velice snadno k částečnému uvolňování povrchové ledové vrstvy a vytvoření mikroatmosféry. Takováto tělesa nazýváme kometami. Uvolněné proudy prachu a plynu vytvoří kolem komety extrémně řídkou atmosféru, nazývanou „koma“. Síla, kterou na komu působí sluneční vítr způsobuje vytvoření ohromného ohonu.
Zdroj: astronomia.zcu.cz
Uvolněný prach a plyn vytvářejí dva samostatné ohony, které míří do mírně odlišných směrů. Prachový ohon zůstává vždy za oběžnou drahou komety a plynný vlivem slunečního větru míří vždy od Slunce. Ačkoliv pevné těleso komety (jádro) má obvykle průměr menší než 50 km, koma může být větší než Slunce a ohony mohou dosáhnout délky 150 milionů km. Kometou nazýváme všechny asteroidy, které se na své pouti přiblíží ke Slunci natolik, že při části své pouti mají komu. Dělíje je do tří skupin:
Znázornění drah tří známých komet
Zdroj: wikipedia
Seznam periodických komet - http://www.cometography.com/periodic_comets.html
Seznam neperiodických komet - http://www.icq.eps.harvard.edu/bortle.html
Oběžné dráhy komet dále dělíme na:
Existuje mnoho hypotéz, jak a co způsobuje konkrétní dráhy komet a jejich vychylování. Od působení hypotetického dvojníka Slunce Nemesis, až po působení velkých těles za drahou Neptunu, jako by měla být Planeta X. Jsou zde ale mnohem reálnější hypotézy, které jsou přijímány širokou astronomickou obcí, že krátkoperiodické komety vznikají v Kuiperově pásu a dlouhoperiodické v Oortově oblaku. Poslední výzkumy se opírají o pozorování, které upřesňují jako hlavní zdroj krátkoperiodických komet právě nestabilní část naší sluneční soustavy za Jupiterem mezi drahami planet Jupiter, Saturn, Uran a Neptun a dlouhoperiodických těles rozptýleného disku. Co se tedy přesně děje nebo může stát vlivem vzájemného gravitačního působení v této oblasti mezi planetami a minimálně stovkami asteroidů nemůžeme v současné době předpovědět ani podrobně sledovat (natož modelovat). O to překvapivější a nepředvídatelnější je asteroid, jehož dráha koliduje s oběžnou dráhou Země a který pro jeho menší rozměry nejsme zatím schopni předem zaznamenat. Na oběžné dráhy komet mají vliv hlavně planety sluneční soustavy. Nejvíce je pak ovlivňuje díky své velikosti a hmotnosti planeta Jupiter. Proto prakticky nelze přesně určit odkud a kdy se k nám na dohled vrátí dlouhoperiodické komety a zda se do té doby nesrazí s jiným vesmírným objektem (tedy už se nevrátí).
Názorné porovnání velikosti planety Jupiter se Zemí
Zdroj: wikipedia
Ročně proletí vnitřní částí naší sluneční soustavy stovky komet, ovšem jen několik málo z nich je natolik viditelných, že zapůsobí na veřejnost. Přibližně jednou za deset let se pak vyskytne kometa, pozorovatelná i pouhým okem. Pokud kometa protne dráhu Země, následný průchod planety zbytky jejího prachového ohonu způsobí takzvaný meteorický roj. Ten bývá mnohokrát i jevem opakujícím se několik dalších let po sobě. Meteorický roj je efekt, kdy drobné částice (meteoroidy) vstupují do atmosféry. Vlivem velkého aerodynamického tření dochází k jejich prudkému zahřátí a většina z nich se prakticky okamžitě vypaří. Některá tělesa průlet atmosférou přežijí, ale dojde ke značnému zbrzdění jejich rychlosti. Ta poté dopadají na Zem rychlostí kolem 320 km/h a tomu, co z nich po dopadu zůstane, se říká meteorit.
Přímé srážky asteroidů se Zemí nejsou v její historii ničím ojedinělým a díky nim v podstatě vděčí naše planeta za své obrovské množství vody. Mnohé teorie spojují asteroidy i s původem života na naší planetě, ovšem v případě dinosaurů i se záhubou. Před 65 miliony let se Země střetla s planetkou o průměru asi 10 km. Dopadla v oblasti Yucatánského poloostrova a způsobila explozi o síle sto milionů megatun TNT (síla všech nukleárních zbraní na Zemi na vrcholu studené války). Při explozi byly vyvrženy do atmosféry miliardy tun hmoty, která zastínila na dlouhou dobu Slunce. Tenkrát vymřelo 3/4 všech druhů živočichů, žijících na naší planetě. Menších těles s dosti ničivými účinky dopadlo od té doby na naši planetu mnoho, poslední právě dne 15. 2. 2013. Takový objekt dokonce ani nemusí přímo dopadnout na povrch planety, aby způsobil obrovské škody. Dne 30. června 1908 se se Zemí střetl asteroid o průměru 50 m, který v ranních hodinách explodoval nad centrální Sibiří (dnešní Krasnojarský kraj) u řeky Podkamenná Tunguska (proto je známý jako Tunguzský meteorit) silou 15 megatun TNT (tisíckrát větší, než atomová bomba v Hirošimě). Byly zničeny obrovské plochy lesa na území cca 2200 km2, což odpovídá rozloze Lucemburska. Jen díky místu dopadu nebyly zaznamenány ztráty na lidských životech, jelikož na jiném místě by obdobná exploze vymazala z povrchu i to největší město.
V současné době je předpovězeno hned několik těles, která by v následujících několika letech mohla přímo ohrozit Zemi. V roce 2004 byla objevena planetka 2004MN4 s průměrem 320 m, známá jako Apophis (Ničitel). Dne 13. dubna (pátek) roku 2029 má dle aktuálních předpovědí minout Zemi ve vzdálenosti 37 000 km. Jen pro lepší představu, střední vzdálenost měsíce od Země je 384 403 km. Vlivem gravitace Země dojde k mírnému odklonění asteroidu od jeho pravidelné dráhy. Někteří astronomové se obávali, že planetka proletí tzv. „klíčovou dírkou“, tedy prostorem o průměru asi 550 metrů. Pokud by se tak skutečně stalo, znamenalo by to, že se Apophis dostane do rezonance se Zemí. Tato dráha by ji zpátky k naší planetě přivedla znovu po jiné dráze a srážka se Zemí by byla více pravděpodobná. Situace by se navíc periodicky opakovala. Dle současných propočtů by k průletu Apophise tímto prostorem nemělo dojít. Další z potenciálně nebezpečných planetek nese označení 2004VD17 a její průměr je 580 m. Kvůli obtížnému sledování její dráhy byla považována dlouhou dobu za velmi nebezpečnou pro srážku se Zemí v roce 2104. K upřesnění její nebezpečnosti máme zatím dostatek času, jelikož se na oběžné dráze k Zemi přiblíží ještě v letech 2032, 2041, 2067, 2076 a 2087.
Nejbližší nebezpečí nyní představuje asteroid 2003QQ47, který má protnout dráhu Země 21. března 2014 a jehož průměr činí 1,2 km. I toto nebezpečí bylo nakonec dalšími pozorováními vyloučeno, ovšem návrat asteroidu v roce 2058 stále provázejí otazníky. Jak je patrné z čísel asteroidů, k objevu jejich nebezpečných oběžných drah pro Zemi, došlo teprve v několika posledních letech. Přitom mnohé z nich jsou vhledem ke sklonu oběžné dráhy pro nás jen velmi těžko pozorovatelné. Jasným příkladem je právě objekt 2012DA14, který proletěl dne 15. 2. 2013 ve vzdálenosti pouhých 28 000 km od povrchu Země. Přitom byl objeven teprve 23. 2. 2012 a jeho velikost je srovnatelná s Tunguzským meteoritem. Odhad pravděpodobnosti srážky objektu se Zemí a tedy i míra jeho nebezpečnosti se většinou v průběhu pozorování snižuje. Byla již nalezena celá řada objektů, u nichž byla při objevu pravděpodobnost srážky poměrně velká, ale dalšími pozorováními docházelo k upřesnění jejich dráhy a jejich nebezpečnost klesla až na nulu. Proto se aktuální seznam nebezpečných těles neustále mění a aktualizuje - http://neo.jpl.nasa.gov/risk/
Kromě pozorování asteroidů a komet pozemními dalekohledy (která probíhají již staletí), nebo dokonce pouhým zrakem (o čemž svědčí už i jeskynní malby), se nám podařilo vyslat ke kometám i několik sond. Ty první (ESA Giotto, Vega 1 a 2) v roce 1986 proletěly kolem Halleyovy komety, aby ji fotografovaly a pozorovaly komu i samotné jádro. V roce 2001 sonda Deep Space 1 proletěla okolo jádra Borrellyovy komety a zprostředkovala astronomům další pozorování. Velkým posunem byla sonda Stardust, která v roce 2004 sesbírala prachové částečky komy komety Wild 2 a v roce 2006 je dopravila na zem. V roce 2005 pak projektil sondy Deep Impact narazil do komety Tempel 1 a vytvořil kráter s cílem prostudovat její povrch. V roce 2011 se díky vzorkům zachycených sondou Stardust začalo uvažovat o tom, že v jádrech komet může existovat voda v kapalném stavu.
Fotografie objektů podobných asteroidům jsme získali ještě o něco dříve, a to v roce 1971, kdy sonda Mariner 9 vyfotografovala Phobos a Deimos (dva měsíce Marsu), které jsou pravděpodobně gravitačně zachycenými asteroidy. Až tyto fotografie odhalily, že tyto měsíce mají nepravidelný tvar. První skutečně zblízka vyfotografovaný asteroid byl roku 1991 (951) Gaspra, jehož snímek pořídila sonda Galileo při cestě k Jupiteru. Nemusíme ale pouze vysílat drahé sondy a čekat léta na jejich výsledky z jediného tělesa. Existuje i několik metod pozorování vesmírných objektů přímo ze Země. Těmi hlavními jsou fotometrie, radioastronomie nebo zákrytová pozorování.
Jedná se o obor optiky, který se v astronomii využívá k měření světelného toku a stanovení jasnosti nebeských objektů. Díky fotometrii jsme schopni určovat nejen hvězdné velikosti, ale také vzdálenosti a hmotnosti některých těles. Mimo jiné nám slouží jako nástroj k měření změn jasnosti planetek. Planetky nevyzařují vlastní světlo, ale odrážejí dopadající světlo ze Slunce (stejně jako náš Měsíc). Při pozorování nezjistíme jejich tvar, jelikož je vidíme pouze bodově, stejně jako hvězdy. Pokud ovšem planetka má nepravidelný tvar a rotuje, tak se množství odráženého světla v průběhu času mění a my jsme schopni tyto změny měřit. Prostředkem zkoumání může být lidské oko, fotografická deska, nebo CCD čip. Samotný latinský název se skládá ze slov photos (světlo) a metron (měřit). Prostřednictvím fotometrie můžeme pozorovat prakticky všechny objekty ve vesmíru (hvězdy, planety, planetky, mlhoviny i galaxie). Cílem fotometrie v astronomii je monitorování objektů v určité oblasti spektra, měřit případné změny jasnosti a porozumět fyzikální podstatě těchto změn. Hlavním výsledkem pozorování je záznam změn jasnosti do světelných křivek v závislosti na čase.
Díky fotometrii můžeme hvězdy rozlišovat dle jejich hvězdné velikosti, která představuje zdánlivou (subjektivně vnímanou nebo přístrojem detekovanou) jasnost hvězdy. Již ve druhém století před naším letopočtem zavedl Hipparchos první rozdělení hvězd podle jasnosti do takzvaných šesti hvězdných tříd. Nejjasnější hvězdy měly označení 1 mag (magnituda) a nejslabší 6 mag. Na toto rozdělení navázal v roce 1854 Norman Robert Pogson, který vytvořil matematický přepis pro obecnou jednotku jasnosti. Tato jednotka je logaritmická (obdobně jako jednotky zvuku, osvětlení, nebo odhadu hmotnosti), pro kterou platí, že 1 mag rozdílu jasnosti odpovídá jasnostem v poměru 2,512:1 (takzvaný Pogsonův poměr). Tento poměr byl zvolen tak, že hvězdy lišící se o 5 mag mají vzájemný poměr jasnosti (hustoty světelného toku) 1:100. Lidské oko by mělo být schopno rozpoznat v běžných podmínkách hvězdy maximálně 6 mag. Na dokonale tmavém pozadí (kterého ovšem v praxi nikdy nedosáhneme) pak maximálně 8 až 9 mag. Jasnost nejslabších hvězd viditelných Hubbleovým vesmírným dalekohledem je 30 mag.
V 70. letech minulého století se začaly v astronomii využívat CCD snímače, které jsou velice přesné. Jedná se o křemíkovou polovodičovou destičku, na kterou je nanesena tenká vrstva oxidu křemičitého (SiO2) a na kterou usedají elektrody. Jsou pokládány v těsné blízkosti a jako celek tvoří maticovou soustavu pixelů. V praxi za pomoci CCD zaznamenáváme množství fotonů dopadajících na destičku, což je následně A/D převodníkem převáděno do čísel v jednotkách ADU (Analog to Digital Unit). Od výsledného signálu odečteme sílu pozadí a šum. Po přepočtu dostaneme výslednou magnitudu zkoumaného objektu. Měření hustoty toku záření přicházejícího ze vzdálených hvězd je velice obtížné. Jednak mají různé detektory různou citlivost, a pak hlavní překážkou přesnosti měření je zemská atmosféra. Světelný paprsek (který se snažíme detekovat a určit jeho intenzitu) prochází velkou vrstvou zemské atmosféry. Při průchodu vzdušnou hmotou je světlo zeslabováno absorpcí a rozptylem fotonů (srážkami s drobnými částečkami prachu nebo kapkami vody). Je tedy potřeba vždy výsledky měření opravovat podle vlivu atmosféry (oblačnost, vzdušná hmotnost, světelné znečištění, atd.). To je pro astronomy velký problém, který řeší několika metodami:
První planetka byla objevena v roce 1801 (tehdy byla považována za novou planetu) a dostala název Ceres. Planetky, stejně jako planety měnily svou jasnost díky změně geometrie a vzájemné vzdálenosti Slunce-planetka-Země. První systematické pozorování změn jasnosti bylo provedeno v roce 1861 a v roce 1901 se prokázalo, že periodické světelné změny způsobují samotné planetky svou rotací. Prvního určení periody se dočkala planetka Eros. Se zlepšující se technikou rostl nejen počet objevených planetek, ale i znalosti period, velikosti a u několika exemplářů dokonce i tvar.
Fázová křivka znárorňující naměřenou světelnost v průběhu dvou rotačních period
Zdroj: astronomie.cz
Planetky obíhají kolem Slunce a zároveň rotují kolem své osy. Zkoumáním závislosti rotace planetek na jejich velikosti, případně na vzdálenosti od Slunce, můžeme usuzovat mnohé o jejich geologické struktuře nebo dokonce o jejich vzniku. Většina planetek rotuje kolem jedné rotační osy s nejnižší rotační energií. Pokud na planetku nepůsobí žádné momenty sil (například gravitace jiných těles), jejich moment hybnosti je konstantní, čímž zůstává konstantní velikost i směr úhlové rychlosti. Pro planetky větší než několik set metrů existuje horní hranice frekvence, nad kterou by se těleso již rozpadlo. Periody rotace se pohybují nejčastěji mezi 2 – 12 hodinami.
Záznam z dlouhodobého fotometrického pozorování více těles,k terý zachycuje vztah mezi velikostmi pozorovaných objektů a jejich počtem otáček za den
Zdroj: astronomie.cz
Rotační periody asteroidů jsme schopni zjistit pouze z dostatečného množství fotometrických dat. Při sledování a záznamu světelných změn se postupně ukážou pravidelně se opakující změny jasnosti, čili jejich perioda. Ta může být dle velikosti objektu 10 s, ale i 10 dní. Při rotaci sféricky nesymetrického tělesa (v nejjednodušším případě kolem jedné osy) se v čase mění velikost osvětlené plochy a tím i jasnost, kterou měříme. Tvary planetek jsou velmi podobné bramborám (elipsoid). U tohoto tvaru se v průběhu jedné periody vystřídají dvě maxima a dvě minima jasnosti. Jediné dvě výjimky mohou nastat, pokud se díváme na pól planetky nebo pozorujeme z boku velice symetrický elipsoid. Planetky nemají hladký rovný povrch. Jsou nepravidelné a mohou se na nich objevovat i krátery. Tyto členitosti vrhají z různých úhlů stíny. To ovšem nemá vliv na odhalení periody fotometrickým měřením, jelikož odrazivost plochy se mění stále stejně. Díky dlouhodobým pozorováním a získáváním dostatečného množství dat o jasnosti různých těles na obloze, jsme schopni nejen určit periodu tělesa, ale i jeho tvar. V tomto oboru jsou pro nás nejužitečnější data z CCD kamer.
Metod, jak efektivně nalézt periodu, je hned několik. Existují dva základní principy, které většina všech existujících algoritmů využívá:
Pozorování planetek a nacházení jejich period v praxi funguje tak, že se pozorovatel zaměří na některé místo na obloze, většinou s nejmenším světelným rušením. V blízkosti sledovaného objektu si najde stabilní srovnávací hvězdu a následně v určitých časových intervalech provádí srovnávací měření. Dle toho, jak dobře je pozorovací zařízení vybaveno, může měnit filtry nebo některá nastavení. Výsledné hodnoty pozorování zapisuje do světelné křivky, kde na horizontální ose je uvedený čas (většinou juliánské datum) pozorování a na vertikální rozdíl magnitudy srovnávací hvězdy a planetky. Ten může být v kladných i záporných hodnotách. Výsledky pozorování (většinou několika nocí po sobě) se přepíší do nové fázové křivky, kde již horizontální osa znázorňuje fáze periody a vertikální skutečnou magnitudu planetky. Vždy je třeba mít naměřená data s dostatečným časovým odstupem, jelikož se mění geometrie našeho pohledu na planetku.
Planetky lze také pozorovat prostřednictvím zákrytové metody a to i na amatérské úrovni. Zákryt (okultace) je astronomický jev, kdy je jeden objekt celý skrytý za druhým objektem, nacházejícím se mezi zakrytým objektem a pozorovatelem. Jasným příkladem tohoto jevu je úplné zatmění Slunce, které můžeme pozorovat ze Země, když mezi nás a Slunce vstoupí ve vhodné vzdálenosti Měsíc. Zákrytů vzdálených hvězd planetami naší sluneční soustavy již několik staletí astronomové využívají pro zkoumání jejich atmosféry nebo počtu měsíců. Bohužel předpověď takového jevu je nesmírně složitá a podařila se poprvé až v roce 1958. V současné době se daří předpovídat mnoho zákrytů i s několikaměsíčním předstihem a údaje jsou dále s blížícím se časem zákrytu upřesňovány. Díky včasným předpovědím mohou stejný objekt pozorovat astronomové v různých státech a tak postupně celý jev podrobně zmapovat. To je velmi užitečné i při zákrytovém zkoumání asteroidů.
Zákrytovou metodou (při pozorování zákrytu hvězdy SAO 120774 (6,2 mag) planetkou (532) Herculina) byla již v roce 1978 objevena první binární planetka (tedy dvojice planetek, které kolem sebe obíhají), což bylo i v roce 1993 sondou Galileo potvrzeno. Prostřednictvím zákrytových pozorování se dá zjistit hrubý tvar planetek v daném okamžiku nebo jeho změny v krátkém časovém úseku. Zákryt na jednom místě na Zemi trvá jen několik málo sekund, ale díky kvalitním předpovědím a následným pozorováním na různých místech lze zjistit o objektu spoustu užitečných informací.
Tato vědecká metoda se zabývá studiem nebeských těles prostřednictvím radiových vln. Radiové vlny jsou delší než světelné, proto je potřeba k zachycení dobrého signálu velmi velké antény nebo soustavy antén pracujících společně. Radioteleskopy jsou tvořeny parabolickou anténou na odraz vln do přijímače, který detekuje a zesiluje signál na použitelná data. To umožňuje astronomům vidět oblohu v radiové části spektra. Pro radioastronomii se využívají jednak obrovské radioteleskopy nebo sítě menších teleskopů (například Very Large Array), kterou tvoří 27 nezávislých radioantén o velikosti 25 m a hmotnosti 209 tun. Obrovské teleskopy mají tu nevýhodu, že nejsou směrově nastavitelné, a tudíž pokryjí jen asi 30 % oblohy. Naproti tomu sítě radioteleskopů pokryjí až 80 % oblohy.
Very Large Array
Zdroj: wikipedia
Pro radiové pozorování asteroidů v naší sluneční soustavě se využívá tzv. „aktivní“ radioastronomie. Ta vyžaduje nejen radioteleskop schopný signály přijímat, ale i vysílat (něco jako klasický radar). V současné době máme k dispozici pouze dvě takováto zařízení a to radioteleskop Arecibo (průměr 305 m) a Goldstone (průměr 70 m). Radioteleskop se zaměří na známý objekt, vyšle signál a ten po odrazu opět přijme zpět. Vysílací paprsek má poměrně krátký dosah a úhlový rozměr pouhou 1' (jednu úhlovou minutu), takže musíme přesně vědět, kde se zkoumané těleso v daném okamžiku nachází (v tom nám pomáhá optická astronomie). Jelikož známe přesné vlastnosti vyslaného signálu, můžeme analýzou zpětně zachyceného signálu o objektu zjistit spoustu důležitých informací.
Asteroid 2010 JL33, snímaný radarem
Zdroj: wikipedia
Radiové sledování asteroidů nám dává jednak obraz objektu s daným časovým odstupem, ale také odhalí rozměry, tvar i rychlost rotace. Zároveň může zpřesnit dráhu tělesa a ukázat různá specifika na povrchu planetky. Takovéto pozorování asteroidů by byl ale z dlouhodobého hlediska luxus, který si nemůže žádná instituce dovolit. Pokud bychom chtěli takto zmapovat ty statisíce známých asteroidů v naší sluneční soustavě, jeden radioteleskop by k tomu potřeboval stovky let a nedělal by nic jiného. K tomu denně astronomové oznamují další nově objevené asteroidy.
Počátky radioastronomie sahají až k roku 1931, kdy americký radioinženýr českého původu Karl Janský zkoumal zdroje rádiového šumu. Při tomto zkoumání objevil mimo jiné i záření z dalekého vesmíru. Největšího rozvoje se dočkal tento obor po druhé světové válce. Pomocí dnešních zařízení můžeme zkoumat vzdálené galaxie, formování galaxií i černých děr. Zde se využívá pasivního snímání záření objektů ve vesmíru v rádiové části spektra. Radioteleskopy jsou tedy využívány k širokému spektru výzkumů a na asteroidy nezbývá moc prostoru. Většinou se jejich pomoc vyžádá až v momentě, kdy je některé těleso označeno jako potenciální nebezpečí srážky se Zemí. To ale neznamená, že nám pomohou v každém z případů. Stejně jako u pozorování dalekohledy může docházet k různým stíněním, rušením a překryvům a dané těleso může být i dlouhodobě nepozorovatelné touto metodou.
Jen před několika málo lety vědci zjistili, že asteroidy (do velikosti 30 km) mění rychlost své rotace. Jako v mnoha věcech v naší sluneční soustavě, může za to Slunce, konkrétně jeho tepelné záření.
Už v roce 1901 ruský stavební inženýr Ivan Osipovič Jarkovskij podrobně popsal jev, který by mohl mít vliv na změnu dráhy vesmírných těles, tedy hlavně planetek. Tím, jak Slunce zahřívá denní stranu objektu, dochází k absorpci tepelné energie, která je později na noční straně vyzařována do vesmíru. Míra ovlivnění tělesa je závislá na jeho tvaru, velikosti, rychlosti rotace, vzdálenosti od Slunce, ale i složení. Tato neustále uvolňovaná energie na jedné straně objektu působí obdobně jako malý raketový motor, který planetku vychyluje z oběžné dráhy. Jarkovského studie úspěšně dlouhá desetiletí bez povšimnutí zapadala prachem, až následně o téměř sto let později byl přesnými měřeními tříčlenného vědeckého týmu jev potvrzen.
Pozorováním tohoto efektu se zjistilo, že tyto tepelné změny mají vliv i na rychlost rotace, která se u většiny pozorovaných těles postupně zvyšovala. Rotace menšího tělesa s označením 2000 PH5 se za rok zrychlila o jednu milisekundu. U většího asteroidu 1862 Apollo (průměr 1,4km) se doba rotace (3 hodiny) zkracuje dokonce o 4 milisekundy za rok. Zároveň tato změna rotace způsobuje narovnání pólů směrem k pólům ekliptiky. Efekt se nazývá YORP, což je zkratka jmen čtyř vědců Yarkovsky–O'Keefe–Radzievskii–Paddack, kteří se na jeho objevu podíleli. Jarkovského efekt může mít vliv dokonce i na změny orbitu v hlavním pásu asteroidů mezi Marsem a Jupiterem. Díky tomu se mohou dostat i na dráhy, kde by se mohly srazit s některou z planet. Pokud asteroid překročí kritickou frekvenci rotace, tak se vzhledem ke své křehké struktuře často štěpí a vytváří zdvojené (binární) systémy. Ty pak obíhají nejen kolem své osy, ale zároveň i rotují kolem společného těžiště. Vlivem YORP efektu může docházet i u nich k postupnému zrychlování vzájemné rotace.
Jak už jsem naznačil při popisu fotometrie, lze díky ní zjistit periodu rotace asteroidu, ale dokonce i jeho tvar a model. S matematicky hezkou a prakticky fungující metodou přišel před několika lety finský vědec Mikko Kaasalainen se svými kolegy. Kaasalainen je profesorem na katedře matematiky Tampere University of Technology a zabývá se hlavně inverzními metodami a jejich aplikacemi v astrofyzice. Jeho metody jsou využívané pro matematické modelování v mnoha oblastech nejen astronomie. Právě díky jeho výzkumu v oblasti inverze světelných křivek dokážeme na základě fotometrických údajů z různých časů pozorování na různých místech naší planety a různými přístroji modelovat nejpravděpodobnější tvary asteroidů.
Ukázka různého tvaru světelné křivky při každé z otáček, vlivem změny odrazové plochy tělesa
Zdroj: astronomie.cz
Při této metodě vycházíme:
Velkou výhodou je, že vůbec není potřeba několikahodinová pozorování jednoho objektu na obloze a to ani pro zjištění rotační periody. Postačí nám takzvaná řídká fotometrická data, vznikající při nahodilém i cíleném snímkování oblohy na různých místech planety, ovšem potřebujeme je z období několika let. V průběhu času se totiž mění geometrie polohy Země, Slunce a osvícené části planetky a díky tomu i úhel našeho pohledu na ni. Pokud tedy máme k dispozici dostatečné množství měření z různých geometrií, můžeme odvodit model tvaru planetky, směr rotační osy i periodu rotace. Kdyby byla planetka kulatá, byla by stále stejně jasná, naopak u protáhlé planetky budeme pozorovat velké množství změny jasnosti při pohledu z boku a malé při pohledu od pólu. Naštěstí mají planetky rovnoměrné albedo (nejsou na nich výrazné světlé, nebo tmavé skvrny), jinak by se měnila jasnost i kulatých objektů a jejich tvar by nešel odvodit. Řídká fotometrie probíhá tak, že dalekohled systematicky snímá po částech celou oblohu, na každém zorném poli se zastaví jen na cca 30 s a proměří jasnost třeba i sta objektů naráz. Poté se přesune na další zorné pole. Naměřenou jasnost a polohu jednotlivých objektů zaznamenává jako fotometrické body. Následně se tyto body katalogizují ke každému objektu zvlášť.
Metoda modelování planetek z řídké fotometrie je tedy po stránce sledování a provádění měření poměrně nenáročná, ovšem o to náročnější je na matematické zpracování a proto nám musejí pomáhat počítače. Program zpracovává vždy jen data zařazená k jedinému objektu z mnoha fotometrických bodů, zaznamenaných po delší čas sledování. Při hledání modelu se postupně zkouší několik set tisíc možných period rotace v rozsahu od dvou do sta hodin. V jednom kroku periody se zkouší několik poloh pólu a jim odpovídajících tvarů, pracuje tedy se třemi neznámými hodnotami (perioda, osa, tvar) a zkouší miliony jejich kombinací. Syntetické světelné křivky modelu se porovnají se vstupními fotometrickými daty a model, který nejlépe odpovídá vstupním datům (říkáme že „fituje“), se označí za nejpravděpodobnější model tělesa. Může to být pouze jeden model, který bude mít fit výrazně lepší než ostatní modely, nebo jich může být i víc s obdobnými hodnotami fitu, pak nejde jednoznačně určit, který z nich je ten správný.
Názornou ukázku funkčnosti takovéhoto počítačového modelování pouze na základě řídkých fotometrických dat publikoval a předvedl Kaasalainen s několika spolupracovníky již v roce 2001. Vzhledem k nedostatku kvalitních řídkých fotometrických dat se ale tento výzkum v žádném větším rozsahu dalších několik let neprováděl.
Tato možnost a oblast astronomie ovšem zaujala Mgr. Josefa Ďurecha, Ph.D. (odborného asistenta Astronomického ústavu Univerzity Karlovy), který v letech 2005 – 6 odcestoval na stáž přímo do Helsinek, kde s Kaasalainem spolupracoval. Po návratu získal u Grantové agentury ČR tříletý grant (GP205/07/P070) na výzkum v této oblasti a na základě výsledků v roce 2009 jeho prodloužení na dalších pět let (GAP209/10/0537). Jako výpočetní nástroj má možnost využívat katedrální cluster, který se skládá z několika počítačů (http://sirrah.troja.mff.cuni.cz/tiger/). Ovšem vzhledem k jiným výzkumům prováděným na Astronomickém ústavu může využívat celkový výkon clusteru zhruba jen z 1/3.
Jako podklady je možné pro výzkum využít kvalitní fotometrická data od padesátých let minulého století. Ke zdárnému výsledku stačí 100 - 200 měření po dobu 5 - 10 let, záleží na vlastnostech objektu. Bohužel kvalitních fotometrických dat je pro většinu planetek nedostatek, jelikož pro astronomy není hlavním cílem měřit jasnost objektů, ale nacházet nové. Projekt zpracovává data hlavně z pěti vybraných observatoří, která obsahují minimum nepřesností. Hlavními dodavateli dat by měli být v budoucnu:
Ilustrační zobrazení sondy GAIA ve vesmíru
Zdroj: asu.cas.cz
Za svou práci pro oblast výzkumu asteroidů byl Mgr. Ďurech už částečně odměněn i tím, že jeden z asteroidů nese jeho jméno 21888 Durech (1999 UL44). Toto je nesmírná pocta, neboť pojmenovat po někom planetku představuje velmi dlouhou cestu s nejistou úspěšností. Nejprve se musí planetka objevit. Objevitel pak navrhne jméno po nějaké významné osobnosti a teprve Mezinárodní astronomická unie (IAU) návrh buďto schválí nebo ne. To závisí především na tzv. citaci, která v 50 znacích včetně mezer popisuje největší zásluhy dané osobnosti.
Distribuované výpočty pomáhají již více než patnáct let v mnoha oblastech vědeckého výzkumu. Astronomie patří společně s biologií k těm nejpopulárnějším a zároveň k těm, kde došlo v minulosti k největšímu urychlení výzkumu právě díky této dobrovolné činnosti několika milionů běžných lidí. Distribuované výpočty jsou dostupné každému, kdo vlastní počítač a má alespoň občas připojení k internetu. Díky snadnému zapojení a možnosti výběru z velkého množství projektů (jen v systému BOINC jich je již více než stovka), se tato činnost stává stále populárnější. V oblasti výzkumu asteroidů není využití distribuovaných výpočtů také nic nového. Největším úspěchem bylo jistě zkoumání aerogelu sondy Stardust po jejím návratu na Zemi v projektu Stardust@home. Vědci potřebovali přesně určit, ve kterých místech se nacházejí zachycené prachové mikročástice z ohonu komety 81P/WILD2 a v laboratoři by to celému vědeckému týmu trvalo minimálně 20 let. Díky naskenování řezů gelu a rozeslání snímků statisícům přihlášených dobrovolníků mohli vědci během několika měsíců zkoumat vytoužené a tolik potřebné vzorky.
V roce 2010 nezisková organizace Czech National Team o.s. (CNT – největší český tým v distribuovaných výpočtech – více než 11 000 členů) ve spolupráci s Českou astronomickou společností (ČAS) nabídla svou pomoc astronomickým výzkumným ústavům v České republice. Nabídka se týkala poskytnutí části velkého výpočetního výkonu týmu CNT pro vznik a rozvoj prvního českého projektu distribuovaných výpočtů systému BOINC. Dále byla nabídnuta pomoc se založením projektu, jeho správou a případně i počítačovým vybavením. Na základě projeveného zájmu Mgr. Ďurecha se u něho v kanceláři v prostorách Astronomického ústavu UK v Praze uskutečnila dne 3. 12. 2010 schůzka, na kterou přijeli tři zástupci CNT o.s. (Vít Kliber, Radim Vančo a Dušan Vykouřil) a Petr Sobotka (tajemník ČAS). Na této schůzce byl představen projekt modelování planetek, oblast výzkumu distribuovaných výpočtů, možnosti pomoci ze strany CNT a také možná pomoc ze strany ČAS. Bylo zjištěno, že výzkum modelování planetek se ideálně hodí pro distribuované počítání, jelikož velká spousta modelů pro jednu planetku se dá rozdělit na libovolný počet, které bude obsahovat každá z výpočetních jednotek. Ty následně budou rozesílány tisícům dobrovolných počtářů distribuovaných výpočtů pro zpracování na jejich domácích či pracovních počítačích. Na základě všestranného zájmu byly na místě stanoveny základní cíle pro samotný rozjezd projektu i konkrétní úkoly.
Fotky z pracovní schůzka UK
Pro start projektu bylo využito serveru CNT o.s., jehož správu si vzal na starosti Radim Vančo. Během roku 2011 Mgr. Ďurech upravil zdrojový kód programu pro cluster tak, aby odpovídal provozu distribuovaného počítání na domácích počítačích. Projektu bylo přiděleno i jméno – Asteroids@home. O následnou instalaci obslužného systému BOINC, založení stránek projektu i o kompilaci aplikace se postaral již Radim Vančo. Nejprve 15. června 2012 vydal aplikaci pro systém Linux, 7. prosince 2012 pro Windows a do konce roku stihl vydat ještě aplikaci pro některé chytré mobilní telefony.
Nárůst dostupného výkonu pro samotný projekt byl okamžitý. Už výpočty na systému Linux překonaly výkon dostupný na univerzitním clusteru a měsíc po vydání Windows aplikace se tento poskytovaný výkon ještě zvýšil více než desetinásobně. Po 40 dnech pak dvacetinásobně. Přitom projekt se teprve pomaloučku dostává do povědomí stálých počtářů distribuovaných výpočtů a mnohé nové si jistě najde. V současné době stále probíhá modelování se stejným nastavením, jako na počátku výzkumu pouze v prostorách UK. Pokud počet počtářů projektu ale dále poroste, mohou být testovány i podrobnější výpočty, zahrnující i měření v infračerveném tepelném oboru, což je asi 100x náročnější na počítačový výkon. Tento model byl na UK již dříve testován a jeho nasazení by v případě dostatečného výkonu bylo reálné. Pokud by byl dostatek poskytovaného výkonu, daly by se zkoumat i tisíce nový různých tvarových variant modelů a o to větší by byla šance na nalezení pouze jediného modelu, který by vstupním datům výrazně nejlépe odpovídal. V současné době je modelování jednoho asteroidu rozděleno na několik set pracovních jednotek a každá je odeslána na dva různé počítače, různým majitelům, pro ověření správnosti výpočtu. Na stránkách projektu je umístěn seznam jednoznačných modelů asteroidů a u nich i uvedené jméno počtáře, který nejpřesnější předpokládaný tvar asteroidu na svém počítači zpracoval: http://asteroidsathome.net/cs/scientific_results.html
Vstupní data se předzpracovávají na AÚ UK. Do projektu pak vstupují pro každý fotometrický bod údaje o jasnosti, čase a geometrii pozorování. Ze vstupních dat se automaticky před vložením do projektu vyřazují extrémní hodnoty, které nesmyslně vybočují z ostatních hodnot. Ty mohou vznikat systematickými chybami na straně pozorovatele, rozptylem světla v atmosféře, nebo špatným přepočtem světelných hodnot z různých pozorovacích filtrů. Chybu v podobě hodnoty blízké ostatním hodnotám se bohužel na vstupu odhalit nepodaří. Pokud jich je jen několik málo, jednoznačně vyplynou z předpokládané periody nejpravděpodobnějšího modelu, jelikož třeba souhlasí pro 199 měření z 200 a ten jeden fotometrický bod úplně vybočuje. Pokud je chyb více, je to už v podstatě neodstranitelný problém. U takovýchto objektů si pak musíme počkat na novější řídká fotometrická data, která již budou přesnější.
Prozatím máme velký problém se vstupními daty, respektive s jejich kvalitou. Některá fotometrická data jsou desítky let stará a až hledání modelu odhalí, že obsahují mnoho šumu (nepřesností) a systematických chyb. Současný poměr úspěšnosti modelování na projektu je jen několik jednoznačných modelů ze sta zpracovaných objektů. S přibývajícími kvalitními daty z Pan-STARRS a posléze dalších projektů se ale úspěšnost rapidně zlepší. Zároveň bude docházet i k postupnému upřesnění již zpracovaných výsledků a novému zpracování na základě rozšířeného počtu fotometrických bodů.
Neúspěšná data se na clusteru UK ale ještě dále zkoumají, i když už s mnohem menší počítačovou náročností. Spousta výsledků je ihned nevalidní pro to, že má z jedné zkoumané sady měření několik různých modelů (mají různé tvary, periody, i póly) s obdobným fitem, což je jako jednoznačný výsledek zkoumání nepřípustné. Bez dalších informací nelze rozhodnout, který z nich je správný, ovšem u některých objektů takovéto doplňující informace známe. Například z mnoha dlouhodobých pozorování konkrétních objektů astronomy z celého světa známe dobu rotace velkého množství těles nebo máme snímky ze zákrytových pozorování. Po zahrnutí těchto doplňujících informací může při následném fitování dojít k odhalení pouze jednoho kvalitního z několika vyhodnocených modelů. Jak bylo i výše uvedeno, velkou pomocí by bylo v tomto ohledu zahrnout do samotného modelování na projektu i data z infračerveného spektra. Snad se brzy najde dostatek zájemců o zpracovávání dat na projektu a bude možné i tato data při modelování využít.
Výsledné kvalitní modely této metody již byly v minulosti porovnávány s výsledky např. radioastronomie nebo jiných pozorovacích metod. Srovnání dopadlo velice pozitivně. Výsledné modely dobře charakterizují globální tvar planetky (i když nejsou schopny zobrazit úplné detaily), přesně určují periodu rotace a rotační osu určí s maximální odchylkou 20°.
Při dostatečném množství kvalitních vstupních dat očekáváme odvození modelů pro desítky tisíc planetek. Tento počet dramaticky změní náš pohled na populaci malých těles sluneční soustavy. Modelování asteroidů přispěje k lepšímu pochopení dynamiky a fyzikálních vlastností těchto těles, což je důležité, protože asteroidy jsou pozůstatky z období formování sluneční soustavy. Jejich studiem můžeme získat jednak poznatky o tom, jaký vesmír kolem nás byl před několika miliardami let, ale také o tom, co nás čeká v budoucnu. Například i výzkum výše uvedeného Jarkovského efektu a jeho vliv na výpočet budoucí dráhy tělesa, vychází hlavně z polohy rotační osy, rotační periody a tvaru objektu, tedy všech tří parametrů, které nám projekt Asteroids@home pomáhá odhalit. Bohužel část asteroidů vidíme převážnou většinu času pod malým fázovým úhlem (Slunce-Země- planetka) a pro takto omezenou geometrii použitá metoda nefunguje. To stejné platí pro většinu planetek v oblasti za Hlavním pásem asteroidů. Není tedy důležitá ani tak velikost nebo vzdálenost planetky, ale hlavně její poloha a oběžná dráha. Samozřejmě ale díky plánovaným novým dostupným technologiím bude možné zpracovávat větší množství menších těles než dosud. Zároveň budou vstupní data přesnější a tím pádem i stoupne pravděpodobnost nacházení skutečných fitujících modelů.
Dnes známe více než 400 000 planetek, ale pouze u 3500 je známá perioda, u 300 známe tvar a 10 bylo vyfotografováno sondami. Domníváme se, že asteroidy v sobě skrývají odpovědi na otázky, jak vznikla naše sluneční soustava, jak vznikaly základní stavební prvky planet a jak planety migrovaly. Právě zmiňované prohlídky oblohy systémy Pan-STARRS a LSST by měly objevit velké množství nových těles nejen v Hlavním pásu asteroidů, ale i hluboko za ním. Díky novým poznatkům a modelování bychom mohli lépe pochopit i přesný původ jednotlivých pásů asteroidů a zmapovat jejich pohyby. Zároveň nám to umožní mnohem lépe předpovídat chování asteroidů v budoucnu, zpřesnit jejich předpokládané dráhy a pochopit, jak nejlépe odvrátit případnou srážku se Zemí.
Abychom si tedy nebezpečnost asteroidů (respektive komet) a možnost nečekaného vynoření tělesa hrozícího srážkou se Zemí shrnuli – může se to v budoucnu stát a už se to i v historii Země mnohokrát stalo. V současné době asteroidy teprve začínáme poznávat a máme se o nich hodně co učit. Dokážeme vypočítat trajektorii objektů, které včas objevíme a dokážeme je pozorovat. Musí být ale na vhodném místě k pozorování, což je vzhledem k soustředění objektů v rovině ekliptiky problém. O tom svědčí i poslední patnáctimetrový objekt, který unikl naší pozornosti a jehož části bez varování dopadly v okolí více než milionového města Čeljabinsk. Objekt takové velikosti je pro nás v současnosti velice malý na včasné varování. Nízká odrazivost těchto těles nám v pozorování také moc nepomáhá. Mnohem větší šance je v případě, kdy v malé vzdálenosti proletí kolem Země a až při svém návratu by hrozil jeho dopad na povrch. I v takovém případě je ale přesný výpočet jeho další dráhy velice složitý a potřebujeme k němu tu nejlepší techniku a vhodné pozorovací podmínky. Jednak se jeho přiblížením ke Slunci změní vlivem Jarkovského efektu jeho dráha, vlivem YORP efektu rychlost rotace, ztratí část své hmotnosti a záleží jen na složení tělesa, jak se změní jeho tvar, tedy i další vlastnosti. Do toho musíme započítat gravitační působení planet, ke kterým se přiblíží, Slunce i možnost srážky s dalšími tělesy.
Čím více ale asteroidy poznáváme, tím lépe můžeme předpovídat jejich chování a s tím větším předstihem se můžeme připravit na případnou hrozbu. Její odvrácení nechme vědcům, kteří jistě mají v hlavách hned několik variant obrany. S poznáváním vesmíru v oblasti asteroidů jim ale může pomoci každý z nás doma (nebo v práci) na svém osobním počítači, prostřednictvím projektu Asteroids@home. O to zajímavější je jistě tento projekt tím, že jako první u nás v republice využívá prostřednictvím distribuovaného systému BOINC jinak nevyužitý výkon běžných domácích počítačů. Do obdobných vědeckých projektů jsou na světě zapojeny miliony počítačů, včetně počítačů více než 32 000 dobrovolníků z České republiky. Prostřednictvím projektu Asteroids@home může tento obrovský výkon přestat proudit jen do zahraničních projektů, ale můžeme pomoci i projektu domácímu. Třeba se brzy každý z nás dočká alespoň jednoho svého vymodelovaného asteroidu, čeká jich na nás na obloze opravdu spousta.