50000 Quaoar

Transneptúnske teleso Quaoar objavili americkí astronómovia Chad Trujillo a Michael Brown 4. júna 2002 v Kalifornskom technologickom inštitúte na fotografiách urobených teleskopom Samuela Oschina na observatóriu Mount Palomar a svoj objav oznámili 7. októbra 2002 na stretnutí Americkej astronomickej spoločnosti. Teleso s hviezdnou veľkosťou 18,5 vyfotografovali v súhvezdí Hadonosa. Najstaršia predobjavová snímka, urobená tiež Palomarským observatóriom, však pochádza už z 25. mája 1954.

Tento objav je do istej miery výsledkom pretekov o nájdenie nového objektu v slnečnej sústave veľkosti Pluta. V roku 2000 mu predchádzal objav telesa Varuna a po ňom nasledoval rad ďalších významných objavov, až sa nakoniec v októbri 2003 podarilo urobiť snímky telesa väčšieho než Pluto, trpasličej planéty Eris.

Teleso, ktoré najprv dostalo predbežné označenie 2002 LM₆₀, bolo pomenované v súlade s pravidlami Medzinárodnej astronomickej únie, ktoré stanovujú, že transneptúnske telesá majú niesť mená božstiev spájaných s mýty o stvorení. „Quaoar“ je meno boha stvoriteľa pochádzajúceho z mytológie indiánskeho kmeňa Tongva, ktorý sídlil v okolí dnešného Los Angeles, kde bolo teleso objavené.

Vzhľadom na svoj význam a veľkosť dostal Quaoar okrúhle katalógové číslo 50000.

Quaoar v porovnaní s telesami Eris, Pluto, (136472) 2005 FY₉, (136108) 2003 EL₆₁, Sedna, Orcus, Varuna a so Zemou.

Astronómovia Chad Trujillo a Michael Brown zmerali priemer Quaoaru na 1260 ± 190 km, čiže bol v dobe objavu v roku 2002 najväčším novo nájdeným telesom slnečnej sústavy od objavu Pluta. Tento rozmer zodpovedá asi jednej desatine priemeru Zeme a jednej tretine priemeru Mesiaca, dosť na to, aby (pokiaľ by sa meranie potvrdilo) teleso mohlo byť zaradené medzi trpaslíčie planéty. Neskôr nasledovali objavy ešte väčších transneptúnskych telies Eris, Sedna, (136108) 2003 EL₆₁ a (136472) 2005 FY₉. Väčší rozmer má pravdepodobne aj plutíno Orcus.

Quaoar bol prvým transneptúnskym telesom, ktoré bolo zmerané, vďaka fotografiám Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu (HST), priamo. Vzhľadom na svoju veľkú vzdialenosť od Zeme sa pohybuje na hranici rozlíšenia HST (40 uhlových mikrosekúnd), takže jeho obraz bol „rozmazaný“ na niekoľkých pixeloch. Novou metódou starostlivého porovnávania tohto obrazu s obrazmi hviezd na pozadí (tzv. bodová rozptylová funkcia) boli Brown a Trujillo schopní odhadnúť veľkosť disku, ktorý by na snímkach dával podobný rozostrený obraz. Túto metódu neskôr tiež uplatnili pri meraní veľkosti Eridy.

Ich odhady však príliš nesúvisia s infračervenými meraniami, získanými v roku 2007 pomocou Spitzerovho vesmírneho ďalekohľadu, ktoré ukazujú, že Quaoar má omnoho väčšiu odrazivosť povrchu (0,19), a tým pádom omnoho menší polomer (844,4^+206,7_-189,6 km).

V roku 2011 Quaoar zakryl hviezdu o veľkosti 16 magnitúd, čím následne bol jeho priemer stanovený na 1 110 km s toleranciou ± 5 km. Nové merania z Herschelovho vesmírneho observatória z roku 2013 sa tiež približujú tejto hodnote, na základe nich je priemer planétky stanovený na 1 074 ± 38 km, čo dokazuje reálnosť údaju získaného pri pozorovaní zákrytu hviezdy.

Obežné dráhy Quaoaru, Pluta a Neptúnu – pohľad rovnobežný s rovinou ekliptiky

Obežné dráhy Quaoaru (modrá), Pluta (červená) a Neptúnu (šedá) – pohľad kolmý na rovinu ekliptiky

Quaoar obieha vo vzdialenosti asi 6 miliárd kilometrov od Slnka a jeho obežná doba je 287 rokov.

Obežná dráha má takmer kruhový tvar a voči rovine ekliptiky je len mierne naklonená (~8°), čo je typické pre tzv. klasické objekty Kuiperovho pásu, známe tiež ako kubewaná, ale výnimočné medzi objektmi Kuiperovho pásu tjto veľkosti. Obežné dráhy Varuny, 2003 EL₆₁ i 2005 FY₉ sú omnoho excentrickejšie a majú oveľa väčší sklon.

Na obrázku vpravo možno porovnať takmer kruhovú dráhu Quaoaru s veľmi excentrickou dráhou Pluta. Kružnice zobrazujú pozície týchto dvoch telies z apríla 2006, ich relatívne veľkosti, perihélia (q), aféliá (Q) a čas prechodov týmito bodmi.

Na rozdiel od Pluta, ktoré je v rezonancii 2:3 s planétou Neptún, Quaoar nie je kvôli svojej vzdialenosti (43 AU od Slnka) a takmer kruhovej dráhe pri svojom obehu Neptúnom nijako významne rušený. Pohľad na ich obežné dráhy rovnobežný s rovinou ekliptiky ukazuje ich sklon. Afélium Pluta je za (a pod) obežnou dráhou Quaoaru, takže v niektorých obdobiach sa dostáva k Slunku bližšie a v iných je od neho zase ďalej než Quaoar.

V roku 2008 je Quaoar iba 13,9 AU.[3] od Pluta, čo je na pomery v Kuiperovom páse veľmi blízko a činí ho najbližším veľkým telesom systému Pluto-Cháron.

Astronómovia sa domnievajú, že Quaoar sa skladá, podobne ako iné objekty Kuiperovho pásu, zo zmesi kamenia a ľadu. Veľmi nízka miera odrazivosti jeho povrchu (odhadovaná na 0,1, čo je ale stále viac, než má Varuna – 0,04) však naznačuje, že z povrchových vrstiev sa ľad stratil. Povrch je červenkastý, čo znamená, že v pásme červeného a takmer infračerveného žiarenia je odrazivejší než v modrom. To isté platí napríklad aj o telesách Varuna a Ixion. Väčšie objekty Kuiperovho pásu často bývajú oveľa jasnejšie, pretože sú viac pokryté ľadom.

Fotografia z Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu použitá na meranie rozmeru Quaoaru

V roku 2004 vedci na svoje prekvapenie na Quaoaru našli známky kryštalického ľadu, čo naznačuje, že teploty tu niekedy v priebehu posledných 10 miliónov rokov vystúpili na určitý čas najmenej na −160 °C (110 K)..[4] Súčasne sa objavili špekulácie, čo zapríčinilo zahriatie Quaoaru z jeho prirodzenej teploty −220 °C (55 K). Niektorí vedci prišli s názorom, že vzostup teploty mohlo spôsobiť bombardovanie meteoritmi, ale najčastejšie diskutovaná teória špekuluje, že by sa na telese mohol vyskytovať kryovulkanizmus, poháňaný rozpadom rádioaktívnych prvkov v jadre Quaoaru. Od tej doby (roku 2006) bol kryštalický vodný ľad nájdený taktiež na telese (2003) EL₆₁, vo väčšom množstve, čo je asi dôvod, prečo má toto teleso takú vysokú odrazivosť (0,7).[5]

Presnejšie pozorovania Quaoaru v pásme blízkom infračervenému žiareniu z roku 2007 naznačujú prítomnosť malého množstva (5 %) metánu a etánu v pevnom skupenstve.[6] Metán je vzhľadom na svoj bod varu 112 K pri priemerných teplotách, aké panujú na povrchu Quaoaru, v pevnom skupenstve nestály, na rozdiel od vodného ľadu alebo etánu (s bodom varu 185 K). Vypracované modely aj uskutočnené pozorovania ukazujú, že iba niekoľko väčších telies, ako Pluto, Eris nebo (2005) FY₉ si môže udržať nestále druhy ľadu, zatiaľ čo prevažná väčšina transneptúnskych telies ich stratila. Quaoar so svojim malým množstvom metánu zrejme v tomto ohľade patrí niekde medzi tieto dve kategórie.[6]

22. februára 2007 bol v obežníku Medzinárodnej astronomickej únie č. 8812 ohlásený objav Quaoarova satelitu..[7] Obežná dráha satelitu nie je známa. Satelit bol nájdený 0,35 uhlových sekúnd od Quaoaru, rozdiel hviezdnych veľkostí oboch telies bol 5,6..[8] Tento satelit, ktorý dostal označenie Weywot, obieha okolo planétky vo vzdialenosti približne 14 500 km a má priemer 80 ± 10 km.

Tento článok je čiastočný alebo úplný preklad článku (50000) Quaoar na českej Wikipédii.

1. Největší z nejmenších - Quaoar [online]. [Cit. 2008-03-14]. Dostupné online.
2. Detection of Methane on Kuiper Belt Object (50000) Quaoar [online]. [Cit. 2008-03-14]. Dostupné online.
3. 50000 Quaoar distance (AU) from Pluto [online]. [Cit. 2008-03-01]. Dostupné online.
4. David Jewitt, Jane Luu: Crystalline water ice on the Kuiper belt object (50000) Quaoar, Nature, str. 731 – 733 9. 12. 2004 Reprint online
5. TRUJILLO, Chadwick A.; BROWN, Michael, et al. The Surface of 2003 EL₆₁ in the Near-Infrared. The Astrophysical Journal, 1. február 2007, roč. 655, s. 1172 – 1178. ISSN 0004-637X. DOI: 10.1086/509861. (po anglicky) Preprint online
6. SCHALLER, E. L.; BROWN, M. E.. Detection of Methane on Kuiper Belt Object (50000) Quaoar. The Astrophysical Journal, 20. november 2007, roč. 670, s. L49–L51. ISSN 0004-637X. DOI: 10.1086/524140. (po anglicky) Preprint online
7. (50000) Quaoar [online]. [Cit. 2008-03-01]. Dostupné online.
8. News & Announcements [online]. [Cit. 2008-03-01]. Dostupné online.

• Commons ponúka multimediálne súbory na tému 50000 Quaoar