Psáno pro Čs. časopis pro fyziku, září 1998
----------------------------------------------------------------------

Typografické poznámky:
     indexy dole jsou předznamenány znakem _, tj. například
značka vody je zapsána H_2 O. Exponenty jsou vyznačeny
znakem ^, tj. např. 10^6 je milion. *Kurzíva* popřípadě
řecké písmeno (např. *théta*) jsou vyznačeny znaky *.
___________________________________________________________

             Pluto - podivná poslední planeta
                        Jiří Grygar
              Fyzikální ústav AV ČR, Praha 8
.KP
                         o - O - o
Když jsem se v r. 1954 stal posluchačem na přírodovědecké
fakultě MU v Brně, slyšel jsem základní kurs obecné fyziky
v podání tehdy jedenatřicetiletého odborného asistenta
Martina Černohorského. Ten se v jedné pasáži kursu, věnované
využití gravitačního zákona v astronomii, zmínil krátce
o základních parametrech planet (hmotnostech, rozměrech,
oběžných dobách a vzdálenostech od Slunce) a přitom uvedl
tehdy všeobecně přijímané údaje o nejvzdálenější planetě
- Plutu, objevené r. 1930 C. Tombaughem.
Jak známo, astronomové chtěli už počátkem XX. stol.
vysvětlit pozorované odchylky v dráze Neptunu přítomností
neznámé planety a úspěšný objev jakoby nasvědčoval tomu, že
Pluto má poměrně značnou hmotnost, řádově srovnatelnou
s hmotností Země. Naproti tomu malá jasnost Pluta (15.
magnituda oproti 8. magnitudě pro Neptun) poukazovala na
podezřele malé geometrické rozměry, a odtud pak vyplývala
naprosto nesmyslná střední hustota tělesa, alespoň o řád
vyšší než hustota vody v pozemských podmínkách. Tomu se
ovšem dalo těžko uvěřit - muselo by jít o kovové těleso ze
speciální slitiny.
Namítl jsem tedy dr. Černohorskému, že parametry Pluta asi
nejsou dobře, a že největší chyba je nejspíš v přecenění
jeho hmotnosti. On mou námitku okamžitě uznal a ve svých
strojopisných poznámkách učinil patřičné změny. To mi
zaimponovalo - nesetkal jsem se v podobných případech
u jiných vyučujících s takovým porozuměním. Na celou epizodu
jsem ovšem brzy prakticky zapomněl; nepřipadala mi nakonec
nijak důležitá. K mému úžasu mi ji však docent Černohorský
sám připomněl asi o třicet let později v průběhu jednoho
z oněch proslulých seminářů na Vysočině, na nějž jsem z jeho
popudu přijel přednášet.
Když mne doc. Zdeněk Stuchlík vybídl, abych do čísla,
věnovaného vzácnému životnímu jubileu pana profesora
Černohorského, přispěl "něčím z astronomie", vybavila se mi
celá příhoda znovu a tu jsem si uvědomil, že mi právě tato
prazvláštní poslední planeta může posloužit jako svérázná
demonstrační pomůcka o nevyčerpatelných možnostech vědecké
metody - byť ne tak důmyslně jednoduchá jako byly ty, které
pro nás pan asistent Černohorský vymýšlel ve fyzikálním
praktiku.

                         o - O - o
.KP
     1. Úvod
Objev Neptunu r. 1846 se stal čítankovou ukázkou
předvídacích schopností nebeské mechaniky, založené na
Newtonově gravitačním zákoně. Když se pak v průběhu druhé
poloviny 19. stol. objevily mírné odchylky polohy Neptunu
v rozmezí od 2" do 3" vůči vypočtené dráze, astronomy
pochopitelně napadlo, že se historie bude nejspíš opakovat.
Tak jako odchylky dráhy Uranu posloužily k výpočtu polohy
neznámé osmé planety, nyní by se analogicky měla spočítat
poloha rušící deváté planety z odchylek dráhy Neptunu.
Poruchový počet byl v té době již doveden do značné
dokonalosti, takže výsledek měl být nepochybný. Skutečnost
však byla jiná - různým autorům vycházely rozličné údaje
a jednoznačný návod, kde na obloze devátou planetu hledat,
stále nepřicházel.
.KP
     2. Objev Pluta
Americký astronom a filantrop Percival Lowell (1855-1916) se
proto r. 1905 rozhodl, že na devátou planetu - o jejíž
existenci vlastně nikdo nepochyboval - udeří takříkajíc
hrubou silou. Měl již od konce minulého století zbudovánu ve
Flagstaffu v Arizoně soukromou hvězdárnu, určenou zpočátku
výhradně k výzkumu Marsu, neboť Lowell byl pevně přesvědčen
o tom, že tato planeta je obydlena. Nyní však chtěl záběr
observatoře rozšířit o nalezení chybějící planety a tak
přišel s nápadem postupného soustavného snímkování okolí
ekliptiky, čímž se nakonec prostě musí pověstná jehla
v kupce sena nalézt (Tombaugh, 1995).
V letech 1905-1907 fotografoval pás přilehlý k hlavní rovině
planetární soustavy (skloněné 1,6° k rovině ekliptiky)
pomocí 0,13 m refraktoru tak, že každé pole o průměru 5°
exponoval v několikadenním odstupu dvakrát. Příslušné páry
fotografických desek pak pokládal na sebe a prohlížel je
lupou s cílem zjistit pohyb hypotetické planety vůči
neměnnému hvězdnému pozadí. Dodatečně se ukázalo, že se tato
přehlídka budoucí deváté planetě vyhnula a navíc malý průměr
optiky by stejně nestačil tak slabé těleso zaznamenat.
Lowell se pak pokusil o vlastní výpočet pravděpodobné polohy
hypotetické planety tím, že vzal v úvahu také nevelké
odchylky v poloze Uranu, jež zbývaly i po zahrnutí vlivu
Neptunu na Uranovu dráhu. Tak mu vyšlo, že by se nová
planeta měla nalézat v souhvězdí Vah, kde ji začal hledat
v r. 1911 pomocí metrového reflektoru, jehož hlavní
nevýhodou bylo příliš malé zorné pole o průměru 1°. Když ani
toto pátrání nevedlo k cíli, Lowell po roce projekt
přerušil.
Třetí pokus s 0,23 m refraktorem proběhl v letech 1914-1916
a v jeho rámci Lowell pořídil na tisíc snímků, které
proměřoval nově opatřeným Zeissovým blinkkomparátorem +).
Naneštěstí byly obloha snímána zcela chaoticky a navíc se
dodatečně zjistilo, že při prohlížení v blinkkomparátoru byl
obraz nové planety na snímcích z 19. března a 7. dubna 1915
prostě přehlédnut! Přispěl k tomu chybný odhad jasnosti
hypotetické planety kolem 13 mag, přeceňující její skutečnou
jasnost asi desetkrát.
------------
+) pozn. pod čarou:
Do okuláru blinkkomparátoru se přivádí střídavě a opakovaně
obraz téže části oblohy na dvou snímcích, pořízených
v časovém odstupu; jakékoliv změny, které v mezidobí na
obloze nastaly, se prozradí buď rytmickým poskakováním
obrazu pohybujícího se objektu vůči neměnnému hvězdnému
pozadí, anebo rytmickým "blikáním" díky změnám jasnosti
proměnné hvězdy, případně i kombinací obou jevů.
Předpokladem úspěchu je však zhruba stejná fotografická
hustota obou desek, což při neustále se měnícím jasu pozadí
oblohy a různé vzdálenosti snímků od zenitu vyžaduje značnou
zkušenost pozorovatele.
---------------
Rok před svou smrtí Lowell znovu revidoval výpočet dráhových
parametrů hypotetické deváté planety. Dostal pro ni
vzdálenost od Slunce 43 AU (1 AU je střední vzdálenost Země
od Slunce, tj. 149,6.10^6 km), oběžnou dobu 292 let,
numerickou excentricitu *e* = 0,20 a sklon *i* menší než
10°. Lowell soudil, že nová planeta o poloměru asi
15 000 km bude asi 6,5krát hmotnější než Země a její jasnost
dosáhne 12.- 13. magnitudy (téměř o dva řády slabší než
Neptun).
V souvislosti s výpočtem přesunul pátrání do východní části
souhvězdí Býka, které se nalézá v Mléčné dráze, takže počet
hvězd ve fotografovaných polích prudce vzrostl a to
přirozeně zpomalovalo prohlídku. V listopadu 1916 vyčerpaný
a deprimovaný Lowell náhle umírá po záchvatu mrtvice a tím
jeho mnohaleté úsilí vyšlo jakoby nazmar.
Lowellova vdova se pokoušela zpochybnit manželovu poslední
vůli stran financování observatoře a nákladný soudní proces
téměř zlikvidoval finanční zdroje, potřebné k pořízení
dokonalejšího vybavení. Teprve po vyřešení dědických sporů
se dalšího rozvoje observatoře ujali jednak Lowellův bratr
Lawrence, jenž byl v té době presidentem Harvardovy
univerzity a jednak jeho synovec Roger Lowell Putnam. Ti
nakonec dokázali vybavit hvězdárnu novou kamerou s kvalitním
tříčočkovým objektivem o průměru 0,33 m.
Obnoveného programu pátrání po deváté planetě se ujal známý
americký astronom Vesto Melvin Slipher (1875-1969) jenž v té
době již měl na svém kontě zejména epochální odhalení
červených posuvů ve spektrech spirálních mlhovin v letech
1914-1917 (připomeňme, že tím podstatně přispěl k objevu
lineárního vztahu mezi červeným posuvem a vzdáleností
galaxií, jenž právě r. 1929 učinil Edwin Hubble).
Slipherovi bylo jasné, že k nalezení planety bude kromě
znamenitého fotografického dalekohledu zapotřebí objevit
i dostatečně pilného a svědomitého pozorovatele, který
dokáže zvolit přiměřenou pátrací strategii. Při výběru
vhodné osoby měl mimořádně šťastnou ruku, když si v polovině
ledna r. 1929 pozval z Kansasu tehdy třiadvacetiletého
astronoma-samouka Clyda Tombaugha (1906-1997), jemuž sudičky
opravdu přály.
V únoru téhož roku dodala optická firma A. Clarka na
observatoř nový astrograf, jenž Tombaugh nejprve pomohl
uvést do provozu. K fotografování používal rozměrných
skleněných fotografických desek 0,35 x 0,45 m, jež se kvůli
přesnému zaostření musely v kazetách definovaným způsobem
prohýbat. To neobyčejně komplikovalo pozorování, neboť desky
nezřídka v průběhu hodinových expozic praskaly. Tombaugh
však po mnoha pokusech našel postup, jak této nepříjemnosti
zamezit. Rutinní snímkování pásu ekliptiky započal v dubnu
1929 v souhvězdí Blíženců, zatímco Slipher s manželkou se
věnovali prohlížení párů fotografických desek
v blinkkomparátoru. Jelikož si netrpělivý Slipher přál
rychlý úspěch, prohlíželi snímky příliš kvapně a opět tak
planetu propásli.
V červnu téhož roku požádal Slipher Tombaugha, aby převzal
i prohlížení snímků v blinkkomparátoru, což ve spojení
s nočními službami u astrografu byla docela nelidská dřina.
Tombaugha to nutilo k neustálé optimalizaci celého postupu
tak, že během každého měsíce posunul záběry v ekliptice vždy
o 30° východně a tím si usnadňoval odlišení planety od
početných planetek, jež by se jinak v zorném poli rovněž
pohybovaly vůči hvězdnému pozadí.
Tak se mu přesně po roce od nástupu do služby ve Flagstaffu
zdařilo v úterý 21. ledna 1930 zachytit na větrem
roztřeseném snímku novou planetu v souhvězdí Blíženců poblíž
hvězdy *delta* Geminorum. O objevu ovšem rozhodly až
opakované kvalitní expozice téže části oblohy 23. a 29.
ledna, které Tombaugh porovnával v blinkkomparátoru v úterý
18. února 1930, když si povšiml zřetelného pohybu objektu
slabšího než 15. magnituda vůči okolním hvězdám. Roztřesený
první snímek pak posloužil jako kontrola, neboť ukázal totéž
těleso přesně v té poloze, kterou následující snímky
naznačovaly.
Zveřejnění objevu však bylo pozdrženo kvůli potřebným ověřovacím
snímkům (obr. 1 ab), takže svět se o Tombaughově triumfu dozvěděl
až ve čtvrtek 13. března 1930, v den 75. výročí Lowellových
narozenin a přesně 149 let po Herschelově objevu Uranu, k němuž
další podivuhodnou shodou okolností došlo rovněž v souhvězdí
Blíženců. Na návrh tehdy jedenáctileté Venetie Burneyové
z anglického Oxfordu dostala devátá planeta jméno Pluto, jednak
jako připomínku boha Plutona - vládce podsvětí a jednak proto, že
skrývá iniciály inspirátora projektu Percivala Lowella.
Výpočet dráhy Pluta poukázal na její velkou excentricitu
(*e* = 0,25) i sklon (*i* = 17°) a hlavně - což bylo další
Tombaughovo štěstí - že se planeta s oběžnou dobou bezmála
čtvrttisíciletí právě blíží do přísluní. Už první výpočty dráhy
prokázaly, že jím projde r. 1989 ve vzdálenosti asi 30 AU od
Slunce.  To znamená, že velká  poloosa  dráhy  Pluta  dosahuje
39,4 AU (proti 30 AU pro Neptun) a v odsluní se vzdaluje až na
49,2 AU
Malá jasnost Pluta i výrazně protáhlá a skloněná dráha však
nasvědčovaly tomu, že to asi není docela řádná planeta, takže
Tombaugh pro jistotu hledal dál. Do r. 1943 prohlédl podél pásu
ekliptiky celkem 90 milionů obrazů hvězd, což představuje asi
60% plochy oblohy do 16 mag a 10% oblohy do 17 mag. Strávil
u blinkkomparátoru přes 7 000 hodin a jen tak mimochodem nalezl
asi 2 000 planetek, přes 1 800 proměnných hvězd a téměř stejné
množství galaxií. Byl to patrně největší individuální přehlídkový
výkon v dějinách astronomie, ale objev další planety už
nepřinesl.
.KP
     3. Nestandardní planeta
Pluta lze označit právem za vládce temnot ve sluneční soustavě.
Rekordně dlouhá velká poloosa jeho dráhy dosahuje 39,4 AU a jeden
oběh planety kolem Slunce trvá plných 248,6 roku průměrnou
rychlostí 4,7 km/s (Země obíhá rychlostí 30 km/s). Pluto je tedy
od Slunce v průměru o 1,5 miliardy km dále než Neptun, ale vlivem
velké výstřednosti dráhy si čas od času pořadí s Neptunem
prohodí, což ostatně platí právě nyní - od 8. února 1979 do 9.
února 1999 je Pluto vskutku ke Slunci blíže než Neptun.
Pluto  prošel  naposledy přísluním 5. září 1989 ve vzdálenosti
29,6 AU a směřuje  nyní  do  odsluní  v r. 2113 ve vzdálenosti
49,2 AU, načež se znovu vrátí do přísluní až v r. 2237. I tak je
Pluto neustále opravdu daleko - pozorovatel na jeho povrchu by
nemohl spatřit Zemi, přezářenou Sluncem, jelikož se Země od
Slunce nikdy úhlově nevzdálí na více než 1,9°.
Vzdálenost Pluta od Země se vlivem velké výstřednosti jeho
dráhy mění v širokém rozpětí 4,3 ? 7,5 miliardy km.
Naposledy byl Pluto nejblíže Zemi 7. května 1989 ve
vzdálenosti 28,7 AU na rozhraní souhvězdí Vah, Hada a Panny.
Pozorovatel na Plutu by byl tehdy viděl Slunce jako bezmála
bodový zdroj o úhlovém průměru menším než 1? a jasnosti
-18,8 mag, čili pouze 265krát jasnější než je na Zemi Měsíc
v úplňku. Není proto divu, že rovnovážná teplota Pluta je
nízká a dosahuje pouze 45 K.
Vysoký sklon k ekliptice nemá mezi ostatními planetami
obdobu a připomíná tak spolu s rekordní excentricitou spíše
dráhu kometární. Největší rozpaky budily však od počátku
údaje o geometrickém rozměru planety, jenž činil v úhlové
míře údajně 0,2" - čemuž by odpovídal lineární poloměr Pluta
něco přes 3 000 km - a o malé jasnosti planety, neboť odtud
za předpokladu průměrné optické odrazivé schopnosti povrchu
(albeda) vycházely ještě menší rozměry tělesa. Když se na
druhé straně braly vážně úvahy o rušivém vlivu Pluta na
dráhu Neptunu, nezbylo než považovat hmotnost Pluta za
řádově srovnatelnou s hmotností Země, což okamžitě dávalo
absurdně vysokou hustotu tělesa.
První desetiletí po objevu Pluta nepřinesla žádný výrazný
pokrok v našich znalostech o nejvzdálenější planetě se třemi
výjimkami. Soustavná přesná fotometrická pozorování po dobu
dvou desetiletí umožnila Neffovi aj. (1974) prokázat
nevelká kolísání jasnosti Pluta v periodě 6 dnů 9 h 18 min
(6,3874 dne), jež zřetelně odpovídá rotací Pluta kolem
vlastní osy a je podstatně delší než u všech ostatních
planet s výjimkou Merkuru a Venuše. Souběžně se podařilo
prokázat, že rotační osa Pluta leží přibližně v rovině
ekliptiky, takže planeta obíhá takříkajíc naležato, podobně
jako Uran.
Za druhé infračervená fotometrie Pluta z r. 1977 poprvé
přesvědčivě poukázala na velmi nízkou hmotnost planety řádu
tisíciny hmotnosti Země a současně i na nevelký poloměr
tělesa kolem 1500 km. To na jedné straně odstraňovalo
paradox vysoké střední hustoty, která začala vycházet řádově
stejná jako hustota vody v normálních podmínkách, a na druhé
straně definitivně pohřbilo představu, že by snad Pluto mohl
objasnit zmíněné odchylky v dráze Neptunu - gravitační
poruchy tak málo hmotného tělesa se zkrátka nemohly na ničem
měřitelně podepsat.
Vzápětí se pak díky spektroskopii podařilo Metzovi
(1976) prokázat, že na povrchu Pluta se nalézá led methanu,
vody a čpavku. Je to jediný případ, kdy se ve sluneční
soustavě vyskytuje tuhý methan.
.KP
     4. Objev průvodce - Charonu
Desetiletí tápání rázem ukončil nenadálý objev Jamese
Christyho (1978), založený na snímcích Pluta 1,55 m
astrometrickým reflektorem Námořní observatoře USA ve
Flagstaffu (reflektor se nachází jen 6 km daleko od
Lowellovy observatoře, na níž Tombaugh objevil Pluta). Na
sérii snímků z opozicí Pluta v letech 1965, 1970 a 1978 si
Christy povšiml nepatrného asymetrického protažení obrazu
Pluta o úhlové délce od 0,2" do 0,9", jež se soustavně
měnilo v pozičním úhlu a budilo tak dojem otáčení
kapkovitého útvaru kolem vlastní osy v periodě 6,39 dne
souhlasné s již dříve odvozenou rotační periodou Pluta. Úkaz
byl vcelku právě na hranici rozlišitelnosti, když uvážíme,
že atmosférický neklid rozmývá bodové obrazy na rozmazané
kotoučky o průměru přinejmenším 0,5" i u zcela dokonale
vybroušené a seřízené optiky.
Christy odtud usoudil, že Pluto má průvodce, jenž je od
mateřského tělesa vzdálen asi 20 000 km a obíhá v kruhové
dráze synchronně, tj. jeho oběžná doba souhlasí s rotační
periodou Pluta. S ohledem na ležatou polohu rotační osy vůči
ekliptice obíhá průvodce prakticky kolmo k ekliptice, takže
při pozorování ze Země vidíme tuto kruhovou dráhu téměř
z profilu a tedy bezmála jako úsečku - proto se úhlová
vzdálenost obou složek od sebe tak výrazně mění. Jestliže
jasnost vlastního Pluta v té době činila asi 14 mag, tak
průvodce by měl být cca 16,5 mag. Přestože je průvodce,
oficiálně označený jako objekt 1978 P1, k mateřskému tělesu
docela blízko a proti našemu Měsíci má o řád vyšší albedo
(poměr odraženého a rozptýleného záření k záření
dopadajícímu na povrch; albedo 0 má dokonale pohlcující
materiál, kdežto albedo 1 dokonale odrážející materiál), je
na obloze Pluta 300krát slabší než na pozemské obloze Měsíc
v úplňku.
Christyho objev přišel naprosto nečekaně a znamenal ve svém
důsledku neobyčejný přínos pro zlepšení našich vědomostí
o nejmenší, nejlehčí a nejvzdálenější planetě, neboť umožnil
využít III. Keplerova zákona k řádově správnému určení
kontroverzní hmotnosti Pluta a také ke stanovení poměru
hmotností Pluta a jeho průvodce, jenž byl počátkem r. 1986
pojmenován po mytologickém převozníkovi Charonovi.
Již koncem téhož roku odhadli Christy a Harrington (1978)
hmotnost Pluta na 1,4.10^22 kg, tj. na 7.10^-8 hmotnosti
Slunce, neboli 0,002 hmotnosti Země či pětinu hmotnosti
Měsíce. Pro Charon jim vyšla hmotnost řádu 0,1 hmotnosti
Pluta a pro jeho poloměr asi 0,4 poloměru Pluta. Odtud za
předpokladu, že poloměr Pluta je již zmíněných 1500 km,
vycházely hustoty těles řádově srovnatelné s hustotou vody
v pozemských podmínkách, takže vše nasvědčovalo tomu, že
Pluto s Charonem jsou ledová tělesa podobně jako některé
měsíce Jupiteru a Saturnu.
Tehdy se také oprášila Lyttletonova (1911-1995) domněnka
z r. 1936, že Pluto s Charonem nevznikly ve své dnešní dráze
akumulací planetesimál tak jako ostatní planety, ale že šlo
původně o družici Neptunu, která byla po blízkém setkání
s Neptunovou družicí Tritonem vymrštěna z této gravitačně
vázané soustavy na vlastní samostatnou dráhu. D. Lin (1982)
ukázal, že původně jediná družice Neptunu se relativně
nedávno rozdělila odstředivou silou rychlé rotace na dvě
složky, jež vzápětí podlehly poruchám od Tritonu a unikly.
Ještě komplikovanější vývojový scénář předložili P.
Farinella aj. (1982), kteří tvrdili, že Triton byl zachycen
Neptunem teprve před 100 miliony lety a při té příležitosti
současně unikly původní Neptunovy družice Pluto s Charonem,
kteří mají jen 1/20 hmotnosti Tritonu. Důkazem, že Triton
byl Neptunem opravdu zachycen později, je pohyb Tritonu
kolem Neptunu po retrográdní dráze, jakoby v protisměru. Při
dnešních dráhových parametrech se však již Pluto s Charonem
nemohou k Neptunu přiblížit na méně než 18 AU - další
vzájemný střet nebo zachycení jsou tudíž naprosto vyloučeny.
.KP
     5. Zákryty Pluta a Charonu
Předchozí výsledky pak posloužily L. Andersonovi (1978)
k ohromující předpovědi, že vlivem stáčení oběžné roviny
Charonu vůči pozemskému pozorovateli budeme po r. 1979
svědky vzájemných zákrytů Pluta s Charonem. Pravděpodobnost
takových zákrytů byla totiž apriori nepatrná a okolnost, že
k nim dojde téměř ihned po objevu Charonu a navíc v době,
kdy bude Pluto poblíž přísluní, činila dojem až neuvěřitelné
šťastné shody náhod - Tombaughovy sudičky zkrátka stále
nezahálely. K sérii zákrytů totiž dochází v intervalech
dlouhých pouze nějakých šesti let vždy po 124tileté
přestávce! Anderson odhadl, že pokles jasnosti při zákrytech
dosáhne snadno měřitelných 0,2 mag a že v nejpříznivějších
případech budou úkazy trvat až 5 hodin.
Dalším důležitým mezníkem pro studium vlastností soustavy se
stal 6. duben 1980, kdy Walker (1980) zaznamenal zákryt
hvězdy 13 mag Plutem resp. - jak se vzápětí ukázalo
- Charonem. Odtud bylo možné odvodit pravděpodobný poloměr
Charonu na 600 ? 800 km a poloměr Pluta na 1300 ? 1800 km.
Tím se podařilo zlepšit i údaje o pravděpodobné hustotě obou
těles na přibližně dvojnásobek hustoty vody.
Podobný zákryt o něco jasnější hvězdy 12,8 mag dne 19. srpna
1985 pak navíc zaznamenal půlminutové slábnutí hvězdy před
zmizením a shodný nárůst její jasnosti po zákrytu, což
dramaticky prokázalo, že Pluto je obklopen rozsáhlou
a docela hustou atmosférou. Nejlepší důkaz o atmosféře Pluta
podalo pozorování zákrytu hvězdy P8 v souhvězdí Panny, jenž
sledovala za dramatických okolností Kuiperova letecká
observatoř KAO 9. června 1988 ve výšce 12,5 km nad Tichým
oceánem. Jelikož přesná předpověď geografické polohy zákrytu
přišla kvůli rozdílu v poloze světelného a dynamického
těžiště soustavy Pluto-Charon na poslední chvíli, muselo
letadlo letět mnohem dále nad Pacifik, než se plánovalo
a nečekaně silný protivítr způsobil, že mu při zpátečním
letu málem došlo palivo. Výsledek však stál za ty nervy.
Infračervená světelná křivka zakrývané hvězdy jevila
povlovný pokles jasnosti o 1 mag během 51 s. V ještě
příhodnějších geografických podmínkách na Novém Zélandě
trval pokles jasnosti dokonce 68 s a vizuální jasnost hvězdy
klesla o 1,8 mag. Z měření vyplynulo, že atmosféra Pluta
sahá do výšky 3200 km nad povrch planety a skládá se
z několika vrstev, přičemž vnější vrstvy jsou nejteplejší
(82 K), zatímco vnitřní methanová atmosféra má teplotu pouze
50 K.
Andersonem ohlášené vzájemné zákryty Pluta s Charonem se
však dostavily až o šest let později, než se čekalo. Poprvé
je pozorovali Binzel aj. (1985) počátkem roku 1985. První
úkazy trvaly kolem 2,5 h a maximální pokles jasnosti dosáhl
v modré barvě pouhých 0,04 mag, neboť šlo o tzv. parciální
zákryty menšího Charonu větším Plutem, případně o parciální
přechody Charonu přes disk Pluta.
Tím se otevřela další jedinečná epocha průzkumu soustavy,
neboť z analýzy světelných křivek zákrytů resp. přechodů se
dají odvodit zlepšené geometrické i fyzikální parametry
soustavy, podobně jak to astronomové již po řadu desetiletí
dokáží pro tzv. zákrytové dvojhvězdy, kdy v dalekohledu
rovněž od sebe nerozlišíme složky dvojhvězdy, ale jejich
rozměry i vzájemnou vzdálenost nepřímo odvodíme z průběhu
poklesu a růstu světelných křivek.
Metody výpočtu však v případě planet musejí vzít navíc ohled
na skutečnost, že obě tělesa jsou ozařována zdálky třetím
tělesem - Sluncem, takže na sebe navzájem vrhají stíny,
které přirozeně ovlivňují průběh světelných křivek. Kromě
toho přepočtená vlastní jasnost Pluta vlivem jeho rotace
a oběhu kolem Slunce výrazně kolísá zhruba o třetinu, což je
potřebí vzít při výpočtech rovněž v úvahu.
Od r. 1950 ztmavl kotouček Pluta (v přepočtu na jednotnou
vzdálenost) o 32%, což lze vysvětlit tím, že tehdy byla ze
Země dobře viditelná jasnější polární oblast, kdežto nyní je
k nám nejlépe natočen temnější rovník. Od doby objevu však
díky pohybu do přísluní výsledná jasnost Pluta vzrostla na
13,7 mag, takže kolem r. 1989 stačil k pozorování planety
dalekohled o průměru optiky pouhých 0,2 m.
Během r. 1986 se původně parciální úkazy změnily v totální,
poklesy jasnosti na světelné křivce se prodlužovaly a tím se
podařilo základní parametry soustavy zpřesňovat. Koncem
prosince 1986 se stal D. Tholen prvním pozemšťanem, který
v dalekohledu viděl samotného Pluta, jenž zcela zakryl
Charona. Optimální podmínky nastaly r. 1987, kdy hloubka
minim světelné křivky vzrostla na 0,24 mag a délka totality
až na 79 min. Poté se počaly opět zákryty zkracovat, totální
úkazy přešly r. 1989 znovu v parciální a poslední částečný
zákryt byl pozorován 23. září 1990.
Z analýzy světelných křivek podle Pakulla a Reinsche
(1986) brzy vyplynulo, že obě tělesa mají mezi všemi
planetami sluneční soustavy rekordně světlý povrch, když
albedo pro Charon činí 0,49 a pro Pluto dokonce 0,63. Jejich
poloměry klesly touto revizí na 1100 a 580 km s chybou menší
než 10% a poloměr kruhové dráhy Charonu vůči Plutu na
19 100 km s chybou pouhých 2%. Jelikož celková hmotnost
soustavy činí 0,0017 hmotnosti Země, vychází odtud průměrná
hustota obou těles na 2,1násobek hustoty vody s chybou 25%.
Poprvé se také podařilo spolehlivěji odhadnout sklon rotační
osy Pluta k ekliptice na 93°. Pozdější měření však ukázala,
že tento sklon činí plných 122°, což fakticky znamená, že
Pluto se otáčí retrográdně, podobně jako Venuše a Uran.
Do r. 1990 se podařilo shromáždit celkem na 3800 pozorování
jasnosti Pluta během zákrytů a přechodů a odtud předešlé
parametry soustavy dále zpřesnit, jak vyplývá z tabulky:

              Parametry soustavy Pluto-Charon
  Parametr                     Hodnota
velká poloosa                19 640 km
oběžná doba                  6,387246 dne
sklon dráhy k ekliptice        98,9°
výstřednost dráhy (*e*)         0,0002
poloměr Pluta                1151 km
poloměr Charonu               593 km
střední hustota                 2,03.10^3 kg/m^3

Naprosto ojedinělou zvláštností soustavy je poloha
dynamického těžiště (barycentra) plných 1200 km nad povrchem
Pluta na spojnici k Charonu - to je dáno relativně vysokou
hmotností Charonu, jenž tvoří s Plutem spíše miniaturní
dvojplanetu než klasickou soustavu planeta-družice. Tak si
lze vysvětlit, že barycentrum soustavy bylo k Zemi nejblíže
o dva dny dříve než Pluto samotné. Další jedinečnost
soustavy spočívá v oboustranném synchronismu, tj. oběžná
perioda se shoduje s rotačními periodami jak Pluta tak
Charonu, takže slapové síly již dokonaly to, co se jinde ve
sluneční soustavě ještě nikde nezdařilo: obě tělesa k sobě
navzájem natáčejí stále stejné polokoule.
.KP
     6. Pozorování Hubblovým kosmickým teleskopem (HST)
Ihned po startu Hubblova kosmického teleskopu se počítalo se
zobrazením Pluta, ale celá záležitost se zkomplikovala
nečekanou optickou vadou (sférickou aberací) hlavního 2,4 m
zrcadla HST. Přesto se již v prosinci 1990 podařilo zobrazit
Pluta zcela zřetelně odděleného od Charonu a tak vznikla
naděje na další zpřesnění údajů o dvojplanetě. Stručně
řečeno, Pluto s Charonem jsou nyní nejenom zákrytovou, ale
i vizuální "dvojhvězdou", takže lze pro ně zkombinovat
metody, užívané v obou oborech hvězdné astronomie (zatím
není znám případ zákrytové dvojhvězdy, která by byla zároveň
vizuální dvojhvězdou - vlastnosti obou typů objektů jsou
totiž z pozorovacího hlediska naprosto protikladné).
Na základě dalších snímků HST ze srpna 1991 odvodili G. Null
aj. (1993) následující údaje:

     Parametry soustavy Pluto-Charon z pozorování HST
  Parametr                Hodnota
velká poloosa dráhy    (19 485 ± 86) km
poměr hmotností Ch/Pl  (0,0837 ± 0,0147)
hmotnost Pluta         13,1.10^21 kg
hmotnost Charonu        1,1.10^21 kg
poloměr Pluta           1137 km
poloměr Charonu          586 km
hustota Pluta           2 130 kg/m^3
hustota Charonu         1 300 kg/m^3

Rozdíl v hustotách obou těles prakticky vylučuje, aby obě
tělesa byla vznikla zároveň akumulací planetesimál v témže
místě prostoru sluneční soustavy. Nemohla ani vzniknout
rozbitím jednoho většího tělesa a musela být zřejmě
zachycena později. Někteří autoři však tento závěr
zpochybňují, jelikož skutečný poloměr Pluta není znám dosti
přesně vinou již zmíněné rozsáhlé atmosféry. To má zřetelný
vliv na určení jeho střední hustoty a nepřímo i na určení
poměru hmotností obou těles. Pak nelze vyloučit, že obě
tělesa mají přece jen stejnou hustotu o něco nižší než
dvojnásobek hustoty vody a v takovém případě by byla otázka
vzniku soustavy opět dočista otevřená.
Po opravě HST se podařilo dne 2. března 1994 kamerou FOC
zobrazit kotoučky Pluta a Charonu ve vzájemné úhlové
vzdálenosti 0,9". Při vzdálenosti Pluta 29,6 AU od Země
připadalo na jeden pixel polovodičové matice v ohnisku
kamery 304 km, takže disk Pluta zabíral 7 a disk Charonu 2
pixely. Konečně Stern aj. (1996) získali zatím
nejpodrobnější albedovou mapu povrchu Pluta ze snímků FOC
HST v červnu a červenci 1994 (obr. 3ab). Mapa povrchu Pluta
poukazuje na velmi kontrastní povrch s výrazně odlišným albedem
pro rozličné skvrny nebo linie. Na snímcích je patrná světlá
severní polární čepička přetnutá tmavým pruhem, světlé pásy
rovnoběžné s rovníkem a rovněž jasná skvrna, rotující souběžně
s planetou. Dále jsou tam vidět stovky kilometrů dlouhé lineární
útvary i impaktní krátery. Snímek se svým rozlišením podobá
rozlišení podrobností na Marsu v dalekohledech 19. stol.
O podobné mapování povrchu pomocí detailního rozboru světelných
křivek při sérii vzájemných zákrytů Pluta s Charonem v letech
1985-1990 se úspěšně pokusili Buie aj. (1992). Ukázali, že Pluto
je nejsvětlejší na severním pólu, ale úplně zářivý na pólu
jižním, kde albedo dosahuje plných 0,98. Nejnižší albedo 0,2
vykazuje rovníkové pásmo (obr. 4). Také Charon má střídavě světlý
a tmavý povrch, takže nejnižší albedo na něm klesá až na 0,03.
.KP
     7. Vnitřní stavba, povrch a atmosféra soustavy
Současný údaj o hustotě Pluta zhruba dvojnásobku hustoty
vody vypovídá jednoznačně o tom, že Pluto musí mít kamenné
jádro o poloměru asi 800 km s hustotou nejméně 2,5krát vyšší
než je hustota vody v pozemských podmínkách. Převážně
silikátové horniny tvoří asi 75% hmotnosti planety a jsou
zřejmě pokryty asi 300 km tlustým ledovým pláštěm vody a asi
10 km povlakem ledu CO, CO_2 a methanu. Proměnné albedo
povrchových útvarů souvisí patrně s jejich rozdílným stářím,
neboť tmavé skvrny vznikly dlouhověkým působením slunečního
záření na uhlovodíky, zatímco světlý povrch patrně
spoluvytvářejí namrzající čerstvý led a dopadající
meteority. Někteří odborníci proto geneticky řadí Pluta
k obřím družicím velkých planet, tj. ke Ganymedu, Callisto,
Titanu a Tritonu.
Nečekaným překvapením byl zmíněný objev rozsáhlé plynné
atmosféry planety, sahající až do výše trojnásobku poloměru
planety. Chladná atmosféra je dostatečně hustá na to, aby měřitelně
zeslabovala světlo zakrývaných hvězd a její chemické
složení vyvolávalo na povrchu planety skleníkový efekt, takže
teplota povrchu 58 K je o 15 K vyšší než činí rovnovážná
teplota tělesa ve stejné vzdálenosti, kdyby bylo jen pasivně
ozařováno Sluncem. Měření z letecké observatoře KAO
prokázala, že s výškou teplota atmosféry stoupá až na 82 K,
ale přesto zůstává záhadou, kde se tam bere plynný methan,
když bod tuhnutí methanu činí plných 89 K. Hlavními složkami
atmosféry Pluta jsou především N_2 a dále CO_2, CO, Ne, O_2
a Ar. Úhrnný atmosférický tlak na povrchu planety se
odhaduje na 1,5 Pa.
Je však zřejmé, že atmosféra Pluta je vždy jen přechodným
úkazem v okolí přísluní, kdy množství slunečního záření na
povrchu planety stoupá proti průměru o plných 50% a teplota
povrchu vzrůstá asi o 5 K. Proto se všeobecně očekává, že
kolem r. 2015 atmosféra Pluta vysněží a pak až do 23.
století bude jeho povrch zmrzlý na kost. Podobně jako Mars
je Pluto nápadně červený, tj. jeho infračervená magnituda
I = 12,6 je vyšší než vizuální V = 13,7, což však neznamená
podobnost chemického složení povrchu; u Pluta je příčinou
červeného zabarvení již zmíněný tuhý methan.
Naproti tomu na neutrálně šedém Charonu, pokrytém patrně
vodním ledem, methan zcela chybí a tak je docela záhadou,
proč je Charon dle zjištění družice IRAS teplejší, když
patrně vůbec žádnou atmosféru nemá. Jelikož však s ohledem
na nízkou únikovou rychlost (1,2 km/s) mohou z atmosféry
Pluta snadno unikat molekuly, vytváří se kolem celého
systému společná vnější atmosféra, podobně jako tomu bývá
u těsných dvojhvězd.
Pokusy odhalit v blízkosti Pluta až do mezní 21. magnitudy
další přirozené družice nebyly úspěšné. Při předpokládaném
albedu kolem 35% tam tedy nemohou být žádné další satelity
s poloměrem větším než 60 km
.KP
     8. Ještě o dráze Pluta
Předešle připomenuté parametry zřetelně ukazují, že
Pluto s Charonem pro svou nepatrnou hmotnost určitě nemohou
za případné poruchy v dráze Neptunu resp. i Uranu a tak se
zprvu logicky předpokládalo, že na periférii sluneční
soustavy by měla existovat mnohem hmotnější X. planeta. Tím
podivnější byl jak negativní výsledek citovaného rozsáhlého
Tombaughova průzkumu tak podobně neúspěšná infračervená
přehlídka oblohy družicí IRAS r. 1983. Někteří autoři pak
přicházeli s docela ztřeštěnými nápady, mezi nimiž vynikla
hypotéza o tmavé hvězdě Nemesis, jež měla obíhat kolem
Slunce po protáhlé eliptické dráze ve vzdálenosti cca 1
světelného roku s oběžnou dobou asi 30 milionů let.
Všechno však mělo být záhy jinak zásluhou čtveřice
kosmických sond Pioneer 10 a 11 a Voyager 1 a 2. Ty totiž po
vypuštění ze Země v letech 1972 až 1977 proletěly kolem
obřích planet sluneční soustavy a vydaly se pak každá jiným
směrem do hlubin sluneční soustavy. Vysílače na jejich
palubách byly slyšitelné ze Země až do r. 1995 (vysílače na
Voyagerech bude patrně možné sledovat až do r. 2020), a to
poskytlo astronomům skvělou možnost zaměřovat jejich polohy
i rychlosti s přesností nedostupnou optickým metodám. Pokud
by tedy existovala Nemesis anebo dostatečně hmotná planeta
X, určitě by se to projevilo měřitelnými dráhovými poruchami
alespoň u jedné sondy.
Nic takového se však až dosud nestalo a tak s ubíhajícím
časem se neustále snižuje horní mez hmotnosti případné
planety X, která v této chvíli nemůže dosahovat ani
hmotnosti našeho Měsíce. Počet planet sluneční soustavy je
již tedy definitivní a zdá se docela překvapující, že je
jich v tak rozsáhlém prostoru tak málo. Kosmická sonda
Voyager 2, jež proletěla v blízkosti Uranu r. 1986 a Neptunu
r. 1989, umožnila rovněž zpřesnit hmotnosti obou velkých
planet a tu se ukázalo, že hmotnosti odvozené z optických
pozorování nebyly úplně správné, což přirozeně vedlo
k chybným předpovědím budoucí dráhy. Zbytek odchylek
v polohách Uranu a Neptunu se pak podařilo vysvětlit malou
astrometrickou přesností starších pozorování z 18. a 19.
stol.
Dospíváme tak k udivujícímu zjištění, že celé úsilí
o hledání deváté planety bylo založeno jednak na chybné
astrometrii Uranu a Neptunu a jednak na nesprávných
hodnotách hmotností obou planet. Velikost náhodných
a zejména systematických chyb byla fakticky podceněna
a právě tyto omyly poskytly astronomům natolik přesvědčivou
motivaci, že vedly k objevu zcela neobvyklého tělesa, pro
jehož existenci vlastně nebyl žádný dynamický důvod.
Novou kapitolu v poznání skutečných poměrů na periférii
planetární soustavy začali mezitím psát David Jewitt a Jane
Luuová na observatoři Havajské univerzity na vrcholu sopky
Mauna Kea ve výši 4200 m n. m. Inspirováni skutečnostmi, že
Pluto se podobá nejspíše nepovedené miniaturní planetě, a že
již kolem r. 1950 uvažovali K. Edgeworth a Gerald Kuiper
(1905-1973) o existenci rozsáhlého disku drobných prvotních
těles sluneční soustavy ve vzdálenostech 50  500 AU od
Slunce, rozběhli r. 1987 ambiciózní program hledání
drobných tuhých těles za drahou Neptunu.
Využili k tomu jedinečných pozorovacích podmínek na nejvýše
položené observatoři na světě, velkého 2,3 m zrcadlového
dalekohledu a nového typu citlivých polovodičových detektorů
- matic nábojově vázaných prvků (CCD), jež v mnoha směrech
překonávají klasickou fotografickou emulzi. Hlavní nevýhodou
matic CCD pro přehlídkové práce je však jejich malá činná
plocha (řádově čtvereční centimetry), tomu odpovídající malé
zorné pole o průměru pouhých 7?, takže podobně jako za časů
Clyda Tombaugha hodně záleželo na volbě optimální pozorovací
strategie. Tak se Jewitt s Luuovou rozhodli po důkladném
rozboru problému pro prohlížení záběrů hvězdných polí očima
v blinkkomparátoru, jelikož pokusy s umělými objekty
prokázaly, že i na digitálním snímku dokáže člověk rozpoznat
pohybující se objekty lépe než jakýkoliv výpočetní
algoritmus!
Jakoby se historie opakovala, prožili Jewitt a Luuová četná
zklamání předtím, než se po pěti letech soustavného hledání
dostavil klíčový úspěch. Školitel a jeho někdejší aspirantka
(Jewitt a Luu, 1992) ohlásili koncem srpna r. 1992 objev
tělesa s předběžným označením 1992 QB_1, jež se nacházelo
dále než Pluto ve vzdálenosti 41 AU a jež projde přísluním
ve vzdálenosti 40 AU od Slunce v červenci r. 2022. Těleso
obíhá kolem Slunce po dráze nepatrně skloněné k ekliptice,
avšak s výstředností *e* = 0,11 v periodě 290 let, takže
v odsluní se vzdálí na téměř 48 AU. Jeho poloměr odhadli
z pozorované jasnosti a předpokladu o albedu povrchu na
125 km.
Jak už to v astronomii bývá, první úspěšná detekce přinesla
vzápětí další podobné objevy, takže v současné době známe
již bezmála 60 nejméně stokilometrových těles v prostoru za
hranicí dráhy Neptunu. Nejzajímavější dráhu má těleso
o poloměru zhruba 250 km s předběžným označením 1996 TL_66,
jež se v přísluní dostává ke Slunci na vzdálenost 35 AU, ale
následkem rekordní výstřednosti *e* = 0,58 se v odsluní
vzdaluje na plných 132 AU od Slunce, takže jeden oběh na
této velmi protáhlé eliptické dráze mu trvá celých 800 roků.
Po Plutu a Charonu jde o nejjasnější vzdálenou planetku 20,9
mag v červené oblasti spektra.
Pro tyto objekty se zatím ujal souhrnný název *transneptunská
tělesa* a Luuová aj. (1997) soudí, že jde jen o pověstnou
špičku ledovce, tj. že v této oblasti se ve skutečnosti
nalézá na sto tisíc obdobně velkých objektů, vyplňujících
Edgeworthův-Kuiperův (EK) disk. Jejich úhrnná hmotnost musí
být pak srovnatelná s hmotností Země a překonává tedy
nejméně o tři řády hmotnost planetek v tzv. hlavním pásmu
mezi Marsem a Jupiterem. Je-li tomu tak, pak je název
hlavního pásu zřejmě chybný - za hlavní jsme ho považovali
pouze proto, že tělesa v něm obíhající jsou k nám mnohem
blíže a tudíž snadněji objevitelná.
Klasifikace Pluta jako planety může být proto jen historicky
podmíněná, podobně jako když r. 1801 byla objevena planetka
Ceres, zprvu rovněž zařazovaná mezi planety. Teprve později
se ukázalo, že Ceres představuje zdaleka největší
a nejhmotnější příslušnici samostatné populace
- desetitisíců planetek "hlavního pásu".
Pluto se ovšem zatím odlišuje od všech ostatních
transneptunských těles také svou prokázanou podvojností,
takže otázka jeho původu je opravdu komplikovaná. Ideální by
bylo spočítat na základě poruchového počtu jeho minulou
dráhu až do okamžiku kataklyzmatu, tj. buď rozvodu
s Neptunem nebo srážky s Protocharonem.
To však naneštěstí není možné, jak ukázali Sussman a Wisdom
(1988), když k výpočtu minulé dráhy Pluta využili
jednoúčelového superpočítače - tzv. digitálního
planetostroje. K vlastnímu překvapení zjistili, že na časové
stupnici pouhých 20 milionů let jeví dráhové parametry Pluta
zřetelné příznaky chaosu, což souvisí se souměřitelností
oběžných drah Pluta a Neptunu v poměru 3/2. To prakticky
znamená, že nelze vůbec říci, kde se Pluto nacházel před
zmíněnou dobou, což znemožňuje ověřovat jednotlivé domněnky
o původu Pluta, neboť zmiňovaná kataklyzmata nastala určitě
v dávnější minulosti sluneční soustavy.
Podle McKinnona (1989) svědčí nepřímé důkazy (zejména již
zmíněná retrográdní rotace Pluta) pro vznik dnešní
dvojplanety srážkou naprosto nezávislou na Neptunu. Patrně
nejnadějnější domněnku vyslovili Levison a Stern (1993),
kteří usuzují, že Pluto vznikl akumulací planetesimál na
kruhové dráze s rezonancí 3/2 vůči Neptunu a ta se postupně
změnila do dnešní podoby vinou gravitačních poruch od
velkých planet. Přitom se srazila s jiným objektem na
kruhové dráze a tak vznikl dnešní podivný pár Pluto-Charon.
.KP
     9. Kosmické sondy k Plutu?
Jak je z našeho přehledu patrné, dosavadní víceméně pozemní
metody průzkumu nejvzdálenější planety v podstatě vyčerpaly
své možnosti a ke kvalitativně lepším údajům bychom se mohli
rychle dostat jedině prostřednictvím kosmických sond. Možná
je až trochu překvapující, že přinejmenším do konce tohoto
století zůstane Pluto poslední planetou sluneční soustavy,
která ještě nebyla zkoumána zblízka či dokonce in situ
kosmickou sondou.
Příčina spočívá v neobyčejné technické obtížnosti takové
výpravy. Pluto se totiž nyní nachází v kolmé vzdálenosti
plných 8 AU od roviny ekliptiky, a to znamená pro případnou
sondu něco jako výstup na kosmický Mt. Everest. Nicméně již
r. 1990 navrhl R. Farquhar vyslat k Plutu sondu o hmotnosti
400 kg, která by po startu r. 2001 doletěla r. 2006
Jupiteru, kde by se metodou tzv. gravitačního praku
urychlila a nasměrovala k Plutu, kam by v tom případě
dospěla již r. 2014 - právě včas, aby ještě mohla studovat
vlastnosti jeho atmosféry dříve, než vymrzne.
Ačkoliv odhadovaná cena sondy by nepřesáhla 200 milionů
dolarů (sondy Galileo k Jupiteru a Cassini k Saturnu stály
každá kolem 1,5 miliardy dolarů), přece jen stále chudnoucí
NASA není schopna takový projekt financovat. Podobně bez
vyhlídky na realizaci zůstává návrh rychlé zdvojená mise za
600 milionů dolarů, kdy by ruskou raketou Proton byly r.
2001 vypuštěny dvě shodné kosmické sondy s užitečným
zatížením pouhých 7 kg miniaturizovaných přístrojů. Sondy by
totiž dokázaly k Plutu doletět přímo za pouhých 7 let.
Zkušenosti s planetárním výzkumem v posledních desetiletích
nás již dostatečně poučily, že bez ověření parametrů planet
a jejich družic pomocí kosmických sond nestačí ani bujná
a nespoutaná fantazie odborníků na určení pravého stavu věcí
kolem vzdálených kosmických těles. Stáváme se tak svědky
svérázného kosmického závodu s časem. Možnosti astronomické
pozorovací techniky se sice nepřetržitě zlepšují, ale Pluto
se již bezmála desetiletí vzdaluje směrem k odsluní. Bylo by
vskutku velkou prohrou, kdybychom měli na podstatně
dokonalejší poznatky o něm čekat až do příštího přísluní
v r. 2237.
.KP
                         o - O - o
Od citované epizody v brněnském základním kursu fyziky
uplynulo 44 let. V mezidobí se podařilo důmyslnou kombinací
výpočtů, pozorování a také šťastných náhod i naprosto
chybných vodítek získat o planetě Plutu dostatečně
spolehlivé základní údaje. Objev Pluta se stal důležitým
mezníkem, neboť na jedné straně ukončil objevování planet ve
sluneční soustavě, ale současně předznamenal objevy
transneptunských těles, které svou úhrnnou hmotností
podstatně převyšují hmotnost planetek tzv. hlavního pásu
a dokonce i hmotnost všech 63 přirozených družic planet
sluneční soustavy.
Ačkoliv je tedy Pluto v každém slova smyslu poslední mezi
planetami, zdá se nyní být prvním a největším objektem
rozsáhlé populace transneptunských těles, mezi něž snad
i geneticky patří. Lze téměř s jistotou odhadnout, že
v budoucích učebnicích astronomie sluneční soustavy bude
Pluto vyjmut ze seznamu planet a přeřazen jako prototyp mezi
transneptunská tělesa a tak se v duchu biblického
podobenství stane z posledního prvním.
Nikdo však nedokáže říci, jaké objevy v podsvětí sluneční
soustavy nás čekají - lze jen předvídat, že v příštích 44
letech vzrostou naše vědomosti o periférii sluneční soustavy
ještě dramatičtěji, než jak se rozšířila naše znalosti
o Plutu v mezidobí od asistentury po rektorské žezlo našeho
skvělého učitele fyziky.
.KP
                           Poděkování
Děkuji Mgr. Martinu Štědroňovi za pomoc při přípravě ilustrací.

.KP
                        Literatura
L. Anderson: Circ. Int. Astron. Union No. 3286 (1978).
R. Binzel aj.: Circ. Int. Astron. Union No. 4040 (1985).
M. Buie aj.: Icarus 97 (1992), 211.
P. Farinella aj.: Icarus 44 (1982), 810.
J. Christy: Circ. Int. Astron. Union No. 3241 (1978).
J. Christy, R. Harrington: Astron. J. 83 (1978), 1005.
D. Jewitt, J. Luu: Circ. Int. Astron. Union No. 5611 (1992).
H. Levison, S. Stern: Bull. Amer. Astron. Soc. 25 (1993), 1138.
D. Lin: Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 197 (1982), 1081.
J. Luu aj.: Nature 387 (1997), 573.
W. McKinnon: Astrophys. J. 344 (1989), L41.
W. Metz: Science 192 (1976), 362.
J. Neff aj.: Publ. Astron. Soc. Pacific 86 (1974), 225.
G. Null aj.: Astron. J. 105 (1993), 2319.
M. Pakull, K Reinsch: ESO Mess. No. 46 (1986), 1.
A. Stern aj.: NASA Press Release 96-43 (1996), March 7.
G. Sussman a J. Wisdom: Science 241 (1988), 433.
C. W. Tombaugh: The struggles to find the ninth planet.
                //www.jpl.nasa.gov/pluto/ (1995)
A. Walker: Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 192 (1980), 47P.

.KP
                        Texty k obrázkům

     Obr. 1 ab /reprodukce na papíře/
Ověřovací snímky též oblasti oblohy v blízkosti hvězdy *delta*
Gem (přeexponovaný kotouček s difrakčním křížem vlevo dole),
pořízené ve Flagstaffu 2. (1a) a 5. (1b) března 1930. Pohyb
planety Pluto (označené šipkami) vůči hvězdnému pozadí
v intervalu tří dnů je dobře patrný. (Foto C. Tombaugh)

     Obr. 2  /disketa PluCha2.jpg/
Pluto (jasnější a větší kotouček vlevo dole) s Charonem na snímku
kamerou FOC HST 21. dubna 1994, kdy se obě tělesa nacházela ve
vzdálenosti 4,4 miliardy km od Země ve vzájemné vzdálenosti téměř
19,6 tisíce km (v úhlové vzdálenosti 0,9"). (Foto R. Albrecht,
ESA/ESO STECF a NASA)

     Obr. 3ab /disketa Pluto3ab.gif/
Vzhled povrchu protilehlých polokoulí Pluta na základě snímků,
pořizovaných kamerou FOC HST v modrém světle během celé otočky
planety na přelomu června a července 1994. V levých horních
rozích jsou reprodukovány vlastní snímky kamerou FOC, kdežto
v hlavní ploše obrázků vidíme počítačem zpracované rekonstrukce
světlosti (albeda) obou polokoulí. Jeden pixel odpovídá na Plutu
lineárnímu rozměru necelých 200 km. Úhlový průměr Pluta činí jen
0,07", takže žádný pozemní dalekohled není schopen jeho kotouček
zobrazit. (Foto A. Stern, M. Buie, NASA a ESA)

     Obr. 4  /disketa Pl_mapa4.jpg/
Albedová mapa povrchu Pluta na základě počítačového zpracování
čtyř snímků, pořízených kamerou FOC HST v modrém světle na
přelomu června a července 1994. Mapa zobrazuje ve válcové
projekci 85% povrchu Pluta - během snímkování nebyl ze Země
viditelný úzký pás v blízkosti jižního pólu planety.  (Foto A.
Stern, M. Buie, NASA a ESA).

.KP
                           Obsah


                         o - O - o                              1
     1. Úvod                                                    1
     2. Objev Pluta                                             2
     3. Nestandardní planeta                                    4
     4. Objev průvodce - Charonu                                5
     5. Zákryty Pluta a Charonu                                 7
     6. Pozorování Hubblovým kosmickým teleskopem (HST)         9
     7. Vnitřní stavba, povrch a atmosféra soustavy            10
     8. Ještě o dráze Pluta                                    11
     9. Kosmické sondy k Plutu?                                13
                         o - O - o                             14
                           Poděkování                          14
                        Literatura                             14
                        Texty k obrázkům                       15
                           Obsah                               15