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