OSOBNÍ STRANA

PLANETY

SLUNÍČKO

VESMÍR A VůBEC

LINKY



Science

Následující série článků je zpracována podle amerického odborného časopisu Science, který vydává The American Association for Advancement of Science. Elektronická verze časopisu Science Online je částečně dostupná na URL [X1].

Návrat lesů v národním parku Serengeti v Tanzánii

V 80. letech 20. století, když lesní porosty akácií a křovin v Národním parku v Serengeti v Tanzánii začaly výrazně ubývat, ekolog A.R.E. Sinclair začal hovořit o "posledních stromech v Serengeti". Úbytek lesních porostů probíhal ještě před tím, než v roce 1965 začal Sinclair v Národním parku pracovat. Za příčinu úbytku byli tehdy označeni sloni, kteří se křovinami živí.

Ačkoliv v 70. letech 20. století úbytek porostů akácií pokračoval, dnešní fotografie této oblasti ukazují, že v 90. letech 20. století začalo porostů akácií opět přibývat.

Sinclair se domnívá, že řadu živočišných druhů v Serengeti čeká velmi různá perspektiva. Dlouhodobý monitoring ekosystému Národního parku naznačuje, že neexistuje jediná příčina úbytku a nynějšího návratu lesního porostu akácií, ale že jde o celý komplex interakcí řady faktorů, jako je životnost stromů akácií, počet zvířat, kteří stromy okusují, a vliv člověka.

V polovině 70. let 20., století se někteří lidé domnívali, že Národní park v Serengeti se přemění v poušť, pokud nebude počet slonů v této oblasti snížen. Přirovnávali úbytek akáciových lesů k situaci, kdy narůstající chov hovězího dobytku domorodými obyvateli vedl k devastaci rozsáhlých oblastí travnaté savany. V 90. letech 19. století ale došlo k epidemii, která vedla k hromadnému úhynu dobytka.

Lidé pálili trávu, aby získali čerstvé pastviny pro dobytek. Úbytek dobytka znamenal menší počet požárů. Na místě původní travnaté savany se ale uchytily akácie, které vytvořily lesnatý porost. Ve 20. a 30. letech 20. století začala lidská populace opět narůstat, a začalo nové vypalování trávy.

V 60. letech 20. století začalo působit několik faktorů současně. Suché počasí vyhovovalo travinám, a to dokonce ikdyž vzrostl počet požárů. Starší akácie, které žijí pouze 60 až 70 let, začaly odumírat. Ačkoliv sloni požírají také mladé stromy, Sinclair a jeho student Holly Dublin v 80. letech ukázali, že nikoliv sloni, ale požáry způsobily úbytek lesních porostů. Výsledkem byla téměř bezlesnatá oblast.

V polovině 70. let se stavy dobytka znovu zvýšily. Protože pastviny znovu zarostly trávou, byly zakládány menší požáry. V současnosti se Národní park v Serengeti výrazně odlišuje od předpovědí, které učinil Sinclair před 30 lety. Počty buvolů a slonů v oblasti je nižší, než počet, který by mohl ohrozit ekologickou rovnováhu (ačkoliv počet slonů pomalu roste). Do oblasti se vrátil lesní porost akácií. Mladý porost začíná pomalu vytlačovat travnatou savanu. Park v Serengeti se tedy nezměnil v poušť, ale mění se pomalu v les.

Literatura a odkazy:

[X1] Morell, Virginia: Return of the Forest. Science, Volume 278, Number 5346 Issue of 19 December 1997, p 2059. The American Association for the Advancement of Science.

Související články:

[X2] Morell, Virginia: Counting Creatures of the Serengeti, Great and Small. Science, 19 December 1997, Volume 278, Number 5346, p. 2058 (in Research News)


Ribosom na konci tunelu

Typická eukaryontní buňka je mnohem větší než baktérie. Je rozčleněna membránovým systémem v řadu labyrintových prostorů. Membránové struktury jsou vzájemně prostoupeny a jejich dutiny jsou vzájemně propojeny. Specializované membránové útvary, které jsou uloženy v základní hmotě cytoplasmy, se nazývají organely. Přitom i sama výstavba membrány je překvapivě jednotná jak u různých organismů, tak u různých buněčných typů. V tomto smyslu se hovoří o "jednotkové membráně" (angl. "unit membrane"), což značí, že jde o určitý typ normované stavební části v buněčné architektuře. V průřezu má jednotková membrána tři vrstvy. Střední vrstva je složena z lipidů. Vnější a vnitřní vrstva jsou vystavěny z molekul různých proteinů a lipoproteinů.

Centrální organelou vyšší buňky je jádro (nucleus), které má většinou kulový tvar. V něm uložená dědičná látka DNA tvoří spolu s bílkovinnými látkami vláknité útvary, chromosomy. Zvláštní oblastí v jádře je jadérko (nucleolus), které většinou chybí. Jadérko obsahuje makromolekuly, které slouží pro výstavbu ribosomů. Celé jádro je obklopeno dvojitou vrstvou jednotkové membrány, v níž jsou póry. Detailnější pozorování ukázalo, že vnější vrstva jaderné membrány je vlastně speciální částí membránového systému, který prostupuje celou cytoplasmou. Tento membránový systém se označuje jako endoplasmatické retikulum. Z mnoha sérií mikroskopických řezů se ukázalo, že endoplasmatické retikulum je labyrint kanálů a chodeb, které jsou všechny navzájem propojeny. Ikdyž se zdá, že trojvrstevná jemná stavba membrány je sama o sobě symetrická, lze na základě její funkce a prostorového rozčlenění buňky rozlišit na kterémkoliv místě "vnější stranu" a "vnitřní stranu". Při povrchním pozorování se zdá přirozené označit membránovou plochu, která směřuje do dutin, jako "vnitřní". Avšak z hlediska celé buňky patří tyto dutiny právě okolnímu vnějšímu prostředí buňky. V elektronovém mikroskopu lze obě strany odlišit. Vnitřní strana obsahuje ribosomy, zatímco vnější strana je neobsahuje a je hladká. Cytoplasmatický prostor je póry přímo spojen s vnitřkem jádra, zatímco dutiny jsou ve spojení se štěrbinou mezi dvěma jadernými membránami. Pokud sledujeme tento propojený membránový systém k povrchu, rozpoznáme že hladká strana membrány (bez ribosomů) přechází ve vnější buněčnou membránu.

Ve všech eukaryontních buňkách jsou proteiny přenášeny uvnitř těchto buněk i mimo ně. Proteiny, které opouštějí buňku buněčnou membránou nebo jsou do ní ukládány, nejprve procházejí sítí kanálků endoplasmatického retikula. Řada proteinů tímto procesem prochází dříve, než vznikne. V takovém případě ribosomy společně s jejich rostoucími řetězci proteinů procházejí póry v membránách endoplasmatického retikula. Vytvářejí charakteristické objekty, které lze studovat elektronovým mikroskopem.

Hlavní stavební jednotkou póru endoplasmatického retikula (transloconu) je heterotrimerický proteinový komplex Sec61, [R1], [R2]. Vědci studují jevy, které probíhají během pohybu proteinu transloconem a uvnitř endoplasmatického retikula. R. Beckmann a jeho kolektiv začali studovat strukturu toroidního komplexu Sec61 pomocí kryoelektronového mikroskopu [R3].

Hypotéza, že v membráně endoplasmatického retikula existuje kanál pro přenos proteinů, se poprvé objevila v roce 1975 [R4] a v posledních letech byla potvrzena experimentálním studiem. Elektrofyziologický výzkum ukázal, že v endoplasmatickém retikulu se vyskytují velké kanálky, jimiž procházejí ionty, když ribosomy jsou napadeny puromycinem, který odstraňuje vznikající proteinové řetězce z ribosomů [R5]. Fluorescentní testy, které umožnily pozorování vznikajících proteinových řetězců, prokázaly, že přemísťující se řetězce procházejí membránou vodním prostředím [R6], [R7]. Navíc se ukázalo, že vznikající proteinové řetězce nejsou vystaveny působení malých iontů v cytoplasmě. Ribosomy vytvářejí pevný obal, který se podobá membráně endoplasmatického retikula.

Dnes víme, že občas, například během syntézy integrální membrány proteinů, tento pevný obal mezi ribosomem a membránou může být částečně narušen a vytváří se translocon. Toto otevření transloconu by zřejmě mohlo umožnit průchod segmentů proteinu do hydrofobního vnitřního prostředí lipidové dvojvrstvy. Navíc by mohlo poskytovat průchod vnitřních cytosolických oblastí do cytosolu během integrace proteinové membrány [R8]. Proto musí být transloconové rozhraní dynamické a přesně řízené.

Vědecký výzkum od doby vzniku hypotézy transloconu výrazně pokročil. Vědcům se podařilo prozkoumat jednotlivé komponenty transloconového póru, [R9]. Základní translocon je jednoduchý, neboť se principiálně skládá z heterotrimerického komplexu Sec61. Tento komplex je vysoce konzervativní. Proteinové podjednotky Sec61a, Sec61b a Sec61g u savců odpovídají podjednotkám Sec61, Sbh1 a Sss1 u kvasinek. Navíc odpovídající homology proteinů Sec61a a Sec61g lze nalézt jak u Eubacteria, tak u Archaea, což naznačuje že mechanismus přenosu proteinů je evolučně vysoce konzervativní. Komplex Sec61 používají pro svůj přenos všechny dosud testované substrátové proteiny, [R10]. Další výzkumy navíc ukázaly, že Sec61a, největší podjednotka proteinového komplexu s 10 překlenovacími doménami, má těsnou souvislost s rodícími se řetězci během jejich přenosu, [R11]. Komplex, izolovaný z buněk savců nebo kvasinek může v detergentním roztoku oligomerizovat, čímž vytváří prstencovou strukturu obsahující tři nebo čtyři kopie komplexu s vnitřním průměrem asi 20 Angstomů [R12], [R13]. Podobné struktury jsou pozorovány v přirozených membránách, což je důkazem, že komplex Sec61 je v podstatě proteinovým kanálem.

R. Beckmann a jeho kolektiv [R3] se nedávno pokusili určit strukturu heterometrického komplexu Sec61, kdy použili komponenty izolované z buněk kvasinek. Klíčem jejich úspěchu bylo zjištění, že komplex Sec61 se v detergentním roztoku váže specifickým způsobem na ribosomy 80S, tedy že za určitých podmínek vzniká oligomerizovaný stav komplexu Sec61. Dalším klíčem úspěchu byla rekonstrukce trojrozměrné struktury. Tato rekonstrukce umožnila nedávno úspěšné sestavení prostorových obrazů ribosomů některých organismů, včetně kvasinek. Na těchto prostorových obrazech se komplex Sec61 objevuje v tvaru pětiúhelníkové toroidní struktury. Povrch oligomeru Sec61 přiléhá k povrchu ribosomu. Výsledná prostorová rekonstrukce tak potvrzuje [R3], že původní hypotéza z roku 1975 byla správná.

Vědecká práce odhalila dva důležité aspekty mechanismu translokace proteinů. Prvním z nich je jednoduché spojení mezi komplexem Sec61 a velkou ribosomální podjednotkou. Větší část oligomerického komplexu Sec61 leží asi 15 Angstromů od ribosomu. Taková struktura ale nepotvrzuje těsné spojení mezi ribosomem a transloconem, které plyne z flurosescentního průzkumu. Příčinou může být, že další komponenty, buď membránového nebo cytosolového původu, vytvářejí určitý obal kolem tohoto spojení. Autoři práce se domnívají, že vznikající proteinové řetězce by mohly způsobit konformní změnu v ribosomu nebo komplex Sec61 je takové povahy, že vede ke vzniku obalu. Způsob spojení by mohl být regulován samotnými vznikajícími proteinovými řetězci. Tímto způsobem by bylo možno objasnit dynamické chování ribosom-transloconového rozhraní, které umožňuje lipidům rostoucího řetězce procházet proteinem membrány.

Druhým důležitým aspektem je, že centrální pór oligomerického komplexu Sec61 přesně odpovídá výstupnímu místu tunelu, kterým prochází velká ribosomální jednotka k podjednotce rozhraní. Takový tunel se vyskytuje v dalších rekonstruovaných obrazech ribosomů, což vede k hypotéze, že tento tunel představuje průchod pro vznikající proteinový řetězec z místa jeho polymerizace k povrchu ribosomu. Klasická biochemická analýza prokázala, že ribosomy ochraňují vznikající části polypeptidového řetězce před proteolýzou způsobenou enzymy v cytoplasmě buňky [R14]. Ačkoliv existence takového tunelu v ribosomu dosud není plně potvrzena, lze funkci oligomeru Sec61 považovat za dostatečný důkaz.

Nové vědecké výsledky naznačují, že translocon představuje rozšíření ribosomálního tunelu, který slouží k přenosu vznikající molekuly proteinu z místa syntézy do cílového umístění. Ribosomy připojené k transloconu chrání odpovídajícím způsobem velké fragmenty vznikajících řetězců před proteolýzou [R15]. Velmi překvapivé na tomto mechanismu je dynamické chování transloconu, který umožňuje jak přemístění proteinu a integraci membránového proteinu, tak tvoří permeabilní bariéru pro jiné sloučeniny. Ačkoliv vědci již mají určitou představu o tomto mechanismu, výzkum je v podstatě na začátku.

Autoři jsou pracovníky Howard Hughes Medical Institute a Oddělení biochemie a biofyziky Kalifornské univerzity v San Fransiscu, San Francisco, CA 94143, USA. [M1]

Původní odkazy uvedené v článku:

[R1] R. J. Deshaies, S. L. Sanders, D. A. Feldheim, R. Schekman, Nature 349, 806 (1991) [Medline].

[R2] D. Gorlich, S. Prehn, E. Hartmann, K.-U. Kalies, T. A. Rapoport, Cell 71, 489 (1992) [Medline].

[R3] R. Beckmann et al., Science 278, 2123 (1997).

[R4] G. Blobel and B. Dobberstein, J. Cell Biol. 67, 835 (1975).

[R5] S. M. Simon and G. Blobel, Cell 65, 371 (1991) [Medline].

[R6] K. S. Crowley, G. D. Reinhart, A. E. Johnson, ibid. 73, 1101 (1993) [Medline].

[R7] K. S. Crowley, S. Liao, V. E. Worrell, G. D. Reinhart, A. E. Johnson, ibid. 78, 461 (1994) [Medline].

[R8] S. Liao, J. Lin, H. Do, A. E. Johnson, ibid. 90, 31 (1997) [Medline]; B. Martoglio, M. W. Hofmann, J. Brunner, B. Dobberstein, ibid. 81, 207 (1995) [Medline].

[R9] Reviewed in T. A. Rapoport, B. Jungnickel, U. Kutay, Annu. Rev. Biochem. 65, 271 (1996) [Medline].

[R10] D. Gorlich and T. A. Rapoport, Cell 75, 615 (1993) [Medline].

[R11] W. Mothes, S. Prehn, T. A. Rapoport, EMBO J. 13, 3973 (1994) [Medline].

[R12] D. Hanein et al., Cell 87, 721 (1996) [Medline].

[R13] T. A. Rapoport, Pop. Mech. 4, 26 (1997).

[R14] L. I. Malkin and A. Rich, J. Mol. Biol. 26, 329 (1967) [Medline].

[R15] K. E. S. Matlack and P. Walter, J. Biol. Chem. 270, 6170 (1995) [Medline].

Literatura a odkazy:

[1] Jockusch, Harald: Kód života. Orbis, Praha 1977

[X1] Powers, Ted; Walter, Peter: A Ribosome at the End of the Tunell. Science, Volume 278, Number 5346 Issue of 19 December 1997, pp. 2072 - 2073. The American Association for the Advancement of Science.


Černá díra skrytá v miniaturním quasaru

Quasary (Quasi Stellar Objects) jsou nejaktivnější objekty ve vesmíru. Vyznačují se velmi malými úhlovými rozměry, mohutným ultrafialovým zářením, širokými emisními a úzkými absorbčními čárami ve spektrech a velmi značným rudým posuvem spektrálních čar. Quasary mají hmotnost srovnatelnou s hmotností galaxií. Jde o nejvzdálenější pozorované objekty ve vesmíru. Předpokládalo se, že rudý posuv quasarů je kosmologického původu a souvisí s rozpínáním vesmíru. Většina quasarů má zářivý výkon až 5.10^40 Wattů. Spolu s quasary byly objeveny quasihvězdné galaxie (QSG - quasi stellar galaxies), u kterých je rozložení vyzářené energie v optickém oboru obdobné, jako u quasarů, ale nepozoruje se u nich výrazné rádiové záření. Quasary jsou od Slunce vzdáleny milióny parseků.

Dnes se někteří odborníci domnívají, že quasary obsahují černé díry s hmotou několika miliónů hmotností Slunce. Studium quasarů je pro jejich velkou vzdálenost od Slunce obtížné. Nedávno astronomové získali novou možnost studovat chování quasarů v menším velikostním měřítku v podobě mikroquasarů, které se nacházejí v naší Galaxii.

Podobně jako quasary, také mikroquasary v sobě obsahují černé díry, pochopitelně s mnohem nižší hmotností, řádově několika hmotností Slunce. Mikroquasary mají podobné chování jako quasary, kdy čas od času z jejich nitra tryskají vysokou rychlostí proudy plynu s velmi vysokou teplotou. Protože mikroquasary mají malou velikost, jejich výtrysky horkého plynu zanikají mnohem rychleji než u velkých quasarů. Na rozdíl od quasarů, u nichž výtrysky plynu existují milióny let, výtrysky plynu mikroquasarů existují pouze několik minut až hodin. Zrychlený průběh všech fyzikálních procesů u mikroquasarů umožňuje pochopit chování běžných quasarů. Navíc mikroquasary poskytují nové důkazy existence černých děr v nitru quasarů.

Vědecký tým vedený Felixem Mirabelem z francouzské Komise pro atomovou energii v Saclay a Luisem Rodriquezem z Astronomického ústavu v Moelia v Mexiku poslední tři roky studovali fyzikální procesy odpovídající chování quasarů. pomocí radioteleskopu VLA (Very Large Array) v Novém Mexiku pozorovali výtrysky horkého plynu rentgenového zdroje GRS 1915, který je od Země vzdálen asi 40 tisíc světelných let. Po dalších pozorováních nepravidelných rádiových výtrysků z tohoto zdroje astronomové usuzují, že tento zdroj obsahuje malou černou díru, která zřejmě vznikla kolapsem hvězdy. Tato černá díra je obklopena "akrečním diskem" plynu a prachu, který pochází ze sousední hvězdy. Interakce mezi černou dírou a jejím akrečním diskem zřejmě vede k výtryskům horkého plynu podobně jako u běžného quasaru. [E1]

V listopadu roku 1997 astronom Ralph Spencer a jeho kolegové z Univerzity v Manchasteru ve Velké Británii dva týdny studovali chování rentgenového zdroje GRS 1915 pomocí zařízení MERLIN, šesti elektronicky spřažených radioteleskopů na území Anglie. Rob Fender, Spencerův spolupracovník z Univerzity v Amsterodamu, oznámil, že výtrysky se objevovaly za dobu kratší než jeden den a rozptyl materiálu byl pozorován po dobu dvou týdnů. Mirabel uvedl, že pozoroval stejnou událost 31.10. 1997 pomocí radiového interferometru VLBI (Very Long Baseline Interferometer), který je tvořen radioteleskopy od Havajských ostrovů až po Panenské ostrovy. Mirabel uvedl, že po zpracování dat bude možno sledovat kapky plynu s rozlišením srovnatelným s velikostí sluneční soustavy.

Studiem těchto rychle se měnících výtrysků horkého plynu se astrofyzikové dovídají řadu informací o jejich původu. Felix Mirabel a jeho kolegové v únorovém čísle časopisu Astronomy and Astrophysics uvedli, že sledovali vznik výtrysku monitorováním mikroquasaru na řadě vlnových délek rentgenového, infračerveného a radiového spektra. Takto prozkoumali různé části akrečního disku a výtrysku plynu. Nejprve pozorovali, jak rentgenovo záření z vnitřního akrečního disku vymizelo, zřejmě proto, že velmi horký plyn dopadl na předpokládanou černou díru. Pak se objevil nový rentgenový záblesk v důsledku doplnění vnitřního akrečního disku novou hmotou a o několik minut později byl pozorován první příznak výtrysku horkého plynu. Vědci se domnívají, že rotující černá díra emituje výtrysky horkého plynu, kdykoliv nová hmota dopadá na vnitřní akreční disk.

Krátký rentgenový záblesk na začátku tohoto procesu, který netrvá více než několik sekund, podle Felixe Mirabela je důkazem přítomnosti černé díry uvnitř mikroquasaru. Vymizení záblesku by nebylo tak náhlé, pokud by hmota dopadala na povrch masivní hvězdy. Mirabel se domnívá, že hmota z vnitřního akrečního disku se náhle dostává pod horizont událostí černé díry. Někteří odborníci se ale domnívají, že stále nejde o absolutně přímý důkaz černé díry.

Martin Rees z Univerzity v Cambridge ve Velké Británii, který provádí další studium mikroquasarů, uvedl, že v následujících několika letech se dovíme řadu nových skutečností o podstatě černých děr.

Literatura a odkazy:

[1] Hlad, O. - Pavlousek, J.: Přehled astronomie. SNTL, Praha 1990

[X1] Hellemans, Alexander: Black Hole Lurks in Miniature Quasar. Science, Volume 278, Number 5346 Issue of 19 December 1997, p 2055. The American Association for the Advancement of Science.


Nové poznatky o asteroidech

Historie objevu planetek a asteroidů je velmi zajímavá. Již v roce 1772 se J.D. Titius pokusil sestavit číselnou řadu, která by vyjadřovala vzdálenost planet od Slunce. Určil, že platí

kde a[n] je velikost velké poloosy planety (střední vzdálenost planety od Slunce). Jeho snaha byla úspěšná až na to, že v řadě zůstávalo neobsazené místo mezi Marsem a Jupiterem. Věrohodnost Titiovy řady byla potvrzena objevem Uranu, ale později objevené planety Neptun a Pluto už tuto řadu nesplňují. Na druhé straně se později ukázalo, že tzv. Titiovo-Bodeho pravidlo platí také pro měsíce planet Jupiteru a Saturnu.

Chybějící planeta mezi Marsem a Jupiterem vyvolala velký zájem astronomů. 1. ledna 1801 Guiseppe Piazzi objevil planetku, která se pohybovala na dráze mezi Marsem a Jupiterem. Byla však daleko slabší než velké planety. Později byla tato planetka nazvána Ceres. V poměrně krátkém sledu byla objevena řada dalších těchto asteroidů.

Objevy asteroidů se dlouhou dobu omezovaly pouze na oblast mezi Marsem a Jupiterem. V roce 1978 objevil americký astronom Charles Kowal malé těleso, které v době objevu bylo za dráhou Saturnu a jeho perihélium leželo poblíž dráhy této planety.

Asteroidy jsou malá vesmírná tělesa nepravidelného tvaru s velmi nízkou povrchovou gravitací, řádově jen několika desetin gravitačního zrychlení na povrchu Země [R1], [HN1]. Pohybují se po různých dráhách kolem Slunce a rotují kolem své osy s různou periodou [R2]. Z tohoto důvodu Coriolisova síla působí v různých místech asteroidu různým směrem [R3], [HN2].

Tyto vlastnosti mikrogravitace jsou zkoumány u blízkých asteroidů a malých planetek kosmickými sondami a radioteleskopy [HN3]. Podrobnější spekulace nemají valného smyslu, dokud není jasné, zda asteroidy jsou celistvé, nebo zda jde o fragmenty nebo zda se na nich vyskytují dutiny a jeskyně. Není jasné, zda asteroidy neobsahují ve svém nehlubokém nitru led, ložiska kovů, exotických minerálů nebo prebiotických sloučenin. Většina těchto malých těles je podivnější, než předpokládáme. Výzkum asteroidů proto začíná vzbuzovat zájem široké veřejnosti, podobně jako tomu je u komet. [HN4]

První sondou NASA, který se zabývá výzkumem asteroidů, je sonda NEAR (Near Earth Asteroid Rendezvous) [HN5]. Sonda NEAR se přiblíží začátkem roku 1990 k asteroidu 433 Eros na vzdálenost 30 až 100 km nad jeho povrchem [HN6]. Předpokládá se, že bude provedena řada měření, jako je multispektrální mineralogie, altimetrie, magnetometrie, orbitální gravimetrie, a bude získána řada barevných snímků s rozlišením 3 metrů na jeden pixel. Tím bude získáno tolik informací, jako o dosud žádném jiném tělese ve Sluneční soustavě.

V červnu 1997 sonda NEAR prozkoumala asteroid 233 Mathilde [HN7] jako příklad primitivního objektu C-typu [R4], [HN8]. Ačkoliv rozlišení bylo 50krát hrubší, než se očekává u asteroidu Eros, snímky asteroidu Mathilde přinesly jistá překvapení a nové otázky do geofyziky asteroidů. Asteroid má na svém povrchu pět velkých impaktních kráterů s průměrem od 3/4 do 5/4 průměrného poloměru asteroidu [HN9]. Asteroid ale překvapivě nenese na svém povrchu žádné známky poškození. Přitom každý takový kráter musel být způsoben tak velkým tělesem, že by asteroid zcela zničilo seismickými otřesy. Asteroidy Gaspra [HN10] a Ida [HN11] (které byly pozorovány kosmickou sondou Galileo při jejím letu k planetě Jupiter) a Phobos, který je malým měsícem planety Mars [HN12], mají svůj povrch zbrázděn a narušen srážkami s jinými tělesy. Někteří vědci se domnívají, že asteroid Mathilde má zbrázdění povrchu skryto pod vrstvou regolitu [HN13] nebo předpokládají, že asteroid Mathilde je téměř celý složen z regolitu.

Asteroid Mathilde může být důkazem, že vytvoření velkých kráterů může být zcela lokálním jevem s lokálním rozptylem energie. Vyvržená hornina z velkého kráteru na asteroidu se mohla pohybovat rychlostí kolem 20 m.s^-1 bez toho, aniž by její část dopadala zpět na povrch asteroidu. Pórovitá struktura asteroidu, obsahující řadu mezer a prasklin, mohla výrazně omezit šíření rázové vlny a mohla způsobit urychlení částic horniny v malé dotčené oblasti. Poréznost asteroidu,kdy hustota horniny by byla velmi nízká (kolem 1,3 g.cm^3) by tak mohla vysvětlit velmi zvláštní krátery na asteroidu Mathilde.

Než sonda NEAR dosáhne asteroidu Eros, lze většinu podrobných informací získat pomocí pozemských rádiových echolokátorů [HN14]. Silné polarizované signály jsou vysílány a přijímány pomocí dvou anténních systémů. Jeden je umístěn v Aricebu v Portoriku, druhý v Goldstonu v Kalifornii [HN15]. Na rozdíl od optického výzkumu radiová echolokace mimo jiné umožňuje získat informace o různých nerovnostech povrchu, jeho elektrických vlastnostech, hustotě, informace o poloze asteroidu, jeho rychlosti a rotaci [R5].

Zhruba dva týdny po objevu asteroidu 1989PB, který křížil dráhu planety Země, radarové echolokační experimenty poskytly jeho první detailní snímky [R6]. Následná pozorování ukázala, že šlo zřejmě o těleso později pojmenované 4769 Castalia [HN16].

Tato silně nepravidelná tělesa (s poloměrem od 1 do 50 km) se mohou velice podobat některým planetám v pravém slova smyslu. Dosud třetím největším asteroidem je asteroid 4 Vesta [HN17], vulkanické těleso s povrchem z basaltu, které má průměr 530 km. Toto těleso se svým složením podobá Měsíci mnohem více, než např. asteroidy Mathilde nebo Toutatis. Snímky z Hubbleova vesmírného teleskopu (s rozlišením 36 km na pixel) [R7] ukázaly mohutný kráter o průměru 460 km, který pokrývá celou jižní polokouli asteroidu. Tento impaktní kráter zřejmě vznikl srážkou, která je srovnatelná se srážkou asteroidu Mathilde s jiným tělesem.

Takové mohutné krátery jsou velkou výzvou astronomům, kteří se snaží pochopit impaktní procesy na asteroidech a planetách. Je zjevné, že řada dosavadních vědeckých hypotéz se bude muset pod tíhou nových poznatků změnit. Studium asteroidů a malých planet tak v budoucnu přispěje k rozvoji evoluční planetologie a obecně k rozvoji geofyziky.

Komplexní pochopení procesů ve sluneční soustavě, jako je vznik impaktních kráterů, tělesa, katastrofické srážky těles, evoluce vulkanických struktur, výrazně přispěje k poznání, jak se v geologické minulosti vyvíjela naše planeta. V malém časovém a prostorovém měřítku asteroidy demonstrují primární procesy, které vedly k evoluci planet, jako je Země.

Autor článku [1] je pracovníkem SETI Institute (Search of Extraterrestrial Intelligence) a NASA Ames Research Center, Moffett Field, CA 94305, USA. [M1].

Poznámky a odkazy v článku:

[R1] Typický asteroid s hustotou v intervalu 1,5 až 2,5 g.cm^3 je úniková rychlost (v metrech za sekundu) rovna zhruba poloměru asteroidu (v kilometrech).

[R2] Rotační periody asteroidů jsou velmi odlišné. Asteroid Castalia má rotační dobu asi 4 hodiny, asteorid Mathilde kolem 17 dní. Asteroid Toutatis dokonce nemá žádnou pevnou osu rotace a rotuje nepravidelně. [X2]

[R3] V článku D. J. Scheeres et al., Icarus 121, 67 (1996) je analyzována problematika pohybu asteroidu Castalia.

[R4] Snímky asteroidu Mathilde lze získat na [X4].

[R5] S. J. Ostro et al., Astron. J. 102, 1490 (1991) [ADS]. K dispozici je WWW stránka radarového výzkumu na [X5].

[R6] R. S. Hudson and S. J. Ostro, Science 263, 940 (1994) [ADS].

[R7] P. C. Thomas et al., Science 277, 1492 (1997).

Číslované hyperodkazy:

[HN1] Vztah mezi gravitačním polem a vnitřní strukturou planety nebo asteroidu je analyzován např. v článku R.S. Nerema v časopise Review of Geophysics.

[HN2] Problematikou Coriolisovy síly se zabývá např. článek D. Van Domelena ze Státní university v Ohio.

[HN3] Fotografie různých komet a asteroidů jsou dostupné např. v datovém středisku The National Space Science Data Center. Vědecká zpráva o struktuře asteroidu 433 Eros, včetně snímků, tabulek, statistik a filmových sekvencí, lze získat na WWW serveru Jet Propulsion Laboratory. [X3]

[HN4] Některé americké televizní společnosti vytvořily ve svých studiích různé filmové sekvence o asteroidech. Některé z nich jsou prezentovány na WWW stránkách. Obsah takových filmů se ve snaze přilákat diváky někdy soustřeďuje na katastrofickou vizi srážky asteroidu se Zemí.

[HN5] Domovská WWW stránka projektu NEAR je umístěna na Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory. [X5]

[HN6] WWW stránka projektu NEAR obsahuje část věnovanou průzkumu asteroidu Eros sondou NEAR. Článek o tomto průzkumu byl publikován v časopise Earth in Space Americké geofyzikální unie.

[HN7] Univerzita Johns Hopkins University archivuje snímky asteroidu Mathilde od června 1997. [X5]

[HN8] Klasifikaci asteroidů včetně popisu jejich typů lze získat v Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory. [X5]

[HN9] Úvod do teorie impaktních kráterů lze získat z laboratoře Experimental Impact Laboratory v Johnsonově vesmírném středisku NASA. V září 1997 vědecký ústav Hubbleova teleskopu STScI (Space Telescope Science Institute) zveřejnil tiskovou zprávu a snímky z Hubbleova vesmírného teleskopu obrovského kráteru na asteroidu Vesta. NASA dále publikovala snímky kráterů na měsíci Ganymedu z kosmické sondy Galileo.

[HN10] Informace o asteroidu Gaspra jsou dostupné na WWW stránce Nine Planets [X6]. Další snímky jsou k dispozici ve fotoarchivu planet NASA a několik snímků pořídila také kosmická sonda Galileo.

[HN11] Informace o asteroidu Ida jsou dostupné na WWW stránce Jet Propulsion Laboratory [X3]. Fotoarchiv planet NASA obsahuje 10 snímků asteroidu Ida. Další snímky lze získat na WWW stránce Nine Planets [X6] a na WWW stránce Hamilton's Views of the Solar System [X7]. Časopis Icarus vydal zvláštní vydání s názvem "Galileo at Ida".

[HN12] WWW stránka Hamilton's Views of the Solar System mimo jiné obsahuje také informace o měsíci Phobos. Více informací lze najít na WWW stránce Nine Planets [X6]. Data ze systému USGS Solar System Browser jsou dostupná v U.S. Geological Survey.

[HN13] Regolit je vrstva prachu a kamení, která vzniká dopadem meteoritů na většině planetárních těles.

[HN14] Například práce S. Ostroa o radarovém výzkumu asteroidů obsahuje úvod do teorie a praxe radarového zobrazování asteroidů.

[HN15] Jak Aricebo Observatory, tak observatoře systému Deep Space Network [X8] (z nichž jedna je Goldstone) mají své WWW stránky. Na WWW stránce Deep Space Network lze získat snímky anténního systému Goldstone a rozvrh pozorování.

[HN16] Informace o asteroidu Castalia lze získat na WWW stránce Hamilton's Views of the Solar System [X7].

[HN17] Informace o asteroidu Vesta lze získat na WWW stránce Hamilton's Views of the Solar System a z tiskových zpráv Space Telescope Science Institute, který publikoval některé snímky asteroidu Vesta pořízené Hubbleovým vesmírným dalekohledem.

Literatura a odkazy v síti Internet:

[1] Asphaug, Erik: New Views of Asteroids. Science, Volume 278, Number 5346 Issue of 19 December 1997, pp. 2070 - 2071. The American Association for the Advancement of Science. [X1]

[2] Hlad, Oldřich; Pavlousek, Jaroslav: Přehled astronomie. Čs. vědeckotechnická společnost. Praha 1990. ISBN: 80-03-00160-9

[3] From: physnews@aip.org (AIP listserver) Subject: update.331, PHYSICS NEWS UPDATE. The American Institute of Physics Bulletin of Physics News. Number 331 July 24, 1997 by Phillip F. Schewe and Ben Stein

(c) 1998 Intellectronics
poslední úprava: 23.2. 1998