Součástí geologické vrstvy oddělující období druhohor je i nános sazí, jejichž množství odpovídá spálení minimálně devadesáti procent veškeré pozemské biomasy. Jak k tomu mohlo dojít? Jedno z možných vysvětlení je, že prach vyvržený při dopadu mohl způsobit šíření požárů vyvolaných blesky.
Sedající si prach totiž způsobuje přemisťování nabojů v atmosféře a vytváří tak velký rozdíl elektrických potenciálů, což je jev dobře známý u sopek.
Další z možných mechanismů je ohřev zemského povrchu v důsledku pádu materiálu vyvrženého z kráteru. Jeho nemalá část se dostane až na balistické dráhy mimo atmosféru a rozprostře se prakticky po celé Zemi. Za nejnižší odhad množství tohoto materiálu můžeme vzít 1000 krychlových kilometrů (pro představu -- celkový objem kráteru je stokrát větší). Tento materiál sebou nese kinetickou energii ekvivalentní asi týdenní dávce veškerého slunečního svitu, který obdrží celá planeta, a tato energie se při zániku trosek v atmosféře během minut až hodin přemění na teplo. Výsledkem je ohřev povrchu Země na teplotu kolem 1000 stupňů Celsia.
Prach, jehož rozměry jsou v řádech mikrometrů v atmosféře neshoří, protože je zabržděn ještě ve vysokých výškách, kde také vydrží velice dlouho (měsíce, roky), než se usadí. Nastává jev známý jako nukleární zima, protože tento prach rozptyluje sluneční záření zpět do kosmického prostoru. Na několik let po pádu Tunguského meteoritu například průměrná teplota na severní polokouli klesla o jeden stupeň. To se děje i v případě sopečných erupcí -- výbuch sopky Pinatubo v roce 1990 způsobil pokles průměrné světové teploty o 0,5 stupňů na dva roky.
Další důsledky můžeme vyčíst z této tabulky -- do atmosféry se dostává velké množství vodní páry a CO2, což způsobí, že po impaktní zimě (jak ji také můžeme nazývat) přichází nebývalé oteplení v důsledku skleníkového efektu.
Přejděme nyní k jiným číslům. Jak často vlastně ke srážkám Země s asteroidy dochází? Průkopníkem výzkumu v této oblasti byl Američan Eugene Shoemaker. Toto jméno jistě nikomu není neznámé. Kdo by neznal třeba kometu Shoemaker-Levy 9, která v roce 1994 spadla na Jupiter.
Shoemaker byl však především geolog. I když fušoval astronomům do řemesla dlouho, byl například prvním člověkem, který jednoznačně prokázal meteorický původ kráteru v Arizoně, k čisté astronomii zběhl až na konci své vědecké kariéry. Velkou část svého života přitom zasvětil výzkumu pozemských a měsíčních kráterů. Mezi jiným bylo jeho cílem určit stáří těchto struktur na Zemi a odvodit, jak často ke srážkám dochází.
Určit frekvenci srážek Země s asteroidy a jejich rozdělení podle velikosti je ale z pozemských kráterů prakticky nemožné, z mnoha důvodů: Eroze a geologické procesy krátery zahlazují, většina impaktorů skončí v oceánu a malé planetky vůbec, jak jsme si již vysvětlili, kráter nevytvoří.
Nejlepším místem pro získání představy, jak často a jak tvrdě byla naše planeta bombardována je proto Měsíc. Jenže ten uchovává informaci o relativním věku kráterů, protože nové krátery překrývají starší, ale jejich absolutní datování je obtížné -- máme jen pár vzorků dovezených při lunárních výpravách a automatickými sondami z několika míst na jeho povrchu.
Z výsledků lunárních družic nicméně Shoemaker a jeho kolegové nějakou statistiku rozdělení velikosti a frekvence dopadajících těles odvodili. Otázkou ovšem zůstalo, jak tempo kráterování sedí s pozorovaným počtem planetek a komet na drahách, které kříží dráhu Země.
Jestliže známe dráhu nějakého tělesa, můžeme poměrně jednoduše určit pravděpodobnost jeho srážky se Zemí. A pokud známe celkový počet těchto těles a jejich rozložení podle velikosti, můžeme určit, jak často se Zemí srazí objekt příslušných rozměrů.
V 70. letech 20. století ale bylo známo méně než 20 planetek typu Apollo -- hrubé odhady naznačovaly, že musí existovat přibližně 1000 nebo více blízkozemních planetek větších než jeden kilometr -- a uskutečnit rozumný odhad střední pravděpodobnosti, že se některá z nich srazí se Zemí, bylo obtížné. Shoemaker potřeboval pro svoje odhady mít větší množinu těchto těles a nejsnazším způsobem, jak ji získat, bylo zahájit jejich hledání na vlastní pěst.. Tak vznikl v roce 1972 projekt s názvem Planet-Crossing Asteroid Survey, s užitím malé, 46centimetrové Schmidtovy komory na Palomarské observatoři, který založil Shoemaker se svou spolupracovnicí Eleanor Helinovou. Chtěl bych znovu podotknout, že tento průzkum rozhodně neměl za cíl nalézt všechny blízkozemní objekty, ale pouze rozšířit jejich počet pro statistické odhady.
Začátkem 80tých let uvedla firma Kodak na trh novou pokročilejší fotografickou emulzi -- Kodak Tech Pan film -- která výrazně zlepšila citlivost fotografických komor. Tou dobou Shoemaker rozšířil svůj zájem i na jiné objekty a jeho projekt se přetransformoval v Palomar Asteroid and Comet Survey a v jeho týmu se objevila i jeho žena Carolyne a David Levy.
Třetí program na hledání blízkozemních planetek s využitím Schmidtovy fotografické komory založil Duncan Steel na Angloaustralské observatoři s Rob McNaughtem a Kenem Russellem, s názvem AANEAS -- Anglo-Australian Near-Earth Asteroid Survey.
Ve stejné době ale přicházel na scénu nový typ detektoru, který znamenal revoluci v celé astronomii -- CCD kamera. Pro planetky je její význam především v tom, že výrazně zkracuje expoziční časy, potřebné k zachycení slabých objektů, a tak umožňuje prohlédnout větší část oblohy v kratší době. Jejich nevýhodou je poměrně malá velikost, takže jeden čip nedokáže pokrýt velké zorné pole Schmidtových komor, nicméně dá se to řešit tím, že se do ohniska dalekohledu poskládá více čipů -- tak to udělali Eugene Shoemaker a Ted Bowell v nově založeném projektu LONEOS -- Lowel Observatory Near Earth Object Survey.
Dalším problémem CCD kamer -- jejich dlouhou vyčítací dobu potřebnou k přenosu obrazu do počítače -- vyřešil elegantně tým u dalekohledu Spacewatch. Místo toho, aby dalekohled sledoval otáčení oblohy a kamera se po skončení expozice vyčítala naráz, má dalekohled vypnutý hodinový stroj a sledované hvězdné pole pomalu putuje po CCD matici. V praxi vypadá vyčítání CCD tak, že se vždy signál z krajního sloupce matice odešle do počítače, potom se signál v ostatních sloupcích posune o sloupec k okraji, opět se vyčte krajní sloupec a tak dále. Pokud tento proces neprovedeme až po skončení expozice, ale zpomalíme ho a přizpůsobíme jeho rychlost pohybu hvězdného pole po CCD prvku, můžeme vyčítat signál souběžně s jeho detekcí, což značně zefektivní celou práci.
Přesuňme se na začátek 90. let. Co vlastně již o blízkozemních objektech víme? Zde je odhadovaný počet blízkozemních planetek a počty těch známých na počátku 90. let dvacátého století.
velikost | počet | |
odhad | známých | |
> 1 km | 1 000 - 4 000 | 107 |
> 500 m | 5 000 - 20 000 | 127 |
> 100 m | 150 000 - 1 milón | 134 |
134 A pak provedeme následující simulaci: vybereme nějaký existující dalekohled a provedeme s ním simulované pátraní po těchto tělesech. Známe jeho zorné pole, dosah, tedy, jaké nejslabší objekty s ním lze zachytit, místo na Zemi, kde je umístěn -- to ovlivňuje, jak velkou část oblohy je schopen prohlédnout, i samotný postup, kterým oblohu prohledává. Většinou se planetky hledají v blízkosti opozice, kdy dosahují nejvyšších jasností. Musíme rovněž znát, jak se mění počet jasných nocí v průběhu roku na daném stanovišti, do hry vstupují též fáze Měsíce, např. v období kolem úplňku se nepozoruje vůbec. Takovou simulovanou prohlídku necháme běžet, na počítači ovšem, dejme tomu pět let. Pro každý smyšlený snímek oblohy se spočte, které z naší skupiny umělých planetek budou v jeho zorném poli a jakou budou mít jasnost, a odtud se určí, mohou-li být objeveny. Po skončení simulace spočítáme celkový počet "objevených" těles a porovnáme ho s celkovým počtem planetek, který jsme si na počátku zvolili. Dejme tomu, že jsme měli počáteční množinu 1000 planetek a z ní se podařilo objevit padesát, tedy dvacetina. Pak se podíváme na skutečný počet těles, který tento dalekohled za dobu pěti let objevil. Víme tedy, že je to dvacetkrát méně, než je počet všech planetek s danou velikostí. Parametrů, které musíme v takové simulaci zohlednit je samozřejmě mnoho a ne vždy je dokážeme nastavit přesně, proto se odhadovaný počet planetek může ve výsledku lišit až o řád. Na základě odhadnutého počtu můžeme stanovit pravděpodobnost jejich srážky se Zemí. Výsledek je alarmující. Průměrná hustota zalidnění na souši je 30 lidí na čtvereční kilometr a mění se od 5000 v Hong Kongu k 0,1 na Aljašce. Protože 2/3 zemského povrchu zabírají oceány, celková průměrná hustota je 10 lidí na čtvereční kilometr. Exploze 100 m asteroidu v atmosféře zdevastuje 10 000 čtverečních kilometrů, což představuje v průměru 100 000 obětí. když zanedbáme efekt tsunami - pád do oceánu má, jak už bylo zmíněno, horší důsledky. Dopad desetikilometrové planetky je událost velmi, velmi vzácná. Dojde k ní jednou za 10 milionů let. Znamená to ale, že bychom se toho neměli bát? Taková srážka má globální důsledky, dokázala by vyhubit celou lidskou populaci. Vydělíme-li počet obyvatel této planety 10 miliony, dostaneme v průměru 600 obětí za rok. Pro planetku o velikosti 2 kilometrů, která by způsobila smrt asi 25 % všech lidí, se toto číslo vyšplhá až na zhruba 5000 lidí ročně. |